Abramos un recipiente imaginario con una pequeña cantidad de gas caliente en el espacio vacío: el gas empezará a expandirse. Pensemos ahora en el Sol. Tampoco tiene una envoltura sólida que encierre su materia. ¿Por qué no se dispersa? Y si la gravedad lo mantiene unido, ¿por qué no sigue contrayéndose sin límite?
El Sol es una estrella: un enorme cuerpo de materia caliente, principalmente hidrógeno y helio, unido por su propia gravedad. Gran parte de esa materia es plasma. La gravedad tira hacia el centro, mientras que la disminución de la presión hacia fuera proporciona soporte frente a la compresión. Conviene empezar por el Sol, una estrella de la secuencia principal; las etapas posteriores y los restos estelares requieren matices adicionales. NASA: estructura del Sol, etapas de la vida estelar.
Hidrógeno y plasma responden a preguntas distintas
«Hidrógeno» y «helio» nombran elementos químicos: de qué materia está hecha una estrella. «Plasma» describe un estado de la materia. Por eso, decir que el Sol está hecho de plasma en vez de hidrógeno mezcla dos tipos de descripción. El hidrógeno puede formar parte de un plasma.
Basta un pequeño modelo para entenderlo sin una lección previa sobre átomos. Un átomo tiene un núcleo con carga positiva y electrones con carga negativa. En un átomo neutro, las cargas se compensan. Cuando algunos electrones se separan, quedan iones positivos y electrones libres. Un gas con estas partículas puede comportarse como plasma: conducir corriente eléctrica y responder colectivamente a los campos eléctricos y magnéticos. DOE: qué es el plasma.
En el interior caliente del Sol, las colisiones contribuyen a mantener la materia fuertemente ionizada. Sin embargo, «plasma» no significa que todos los átomos de todas las capas hayan perdido todos sus electrones. La ionización parcial es importante en las regiones externas del Sol. Separar un electrón tampoco convierte el hidrógeno en helio: ha cambiado el estado de carga, pero el núcleo sigue siendo el mismo. Christensen-Dalsgaard: ecuación de estado de la materia solar.
La expresión «bola de gas» resulta útil si no imaginamos aire terrestre con la misma densidad en todas partes. El Sol carece de corteza sólida y las condiciones varían mucho con la profundidad. Su «superficie» visible, la fotosfera, es la región de la que sale la mayor parte de la luz visible, no un suelo sobre el que podamos estar de pie.
Las partículas se mueven aunque la estrella mantenga su tamaño
Volvamos al recipiente. Las partículas del gas se mueven continuamente en distintas direcciones. Al chocar con una pared, transfieren cantidad de movimiento: cambian su movimiento o la fuerza necesaria para mantenerla en su sitio. La fuerza media por unidad de área da la presión. Con un volumen y un número de partículas constantes, un gas calentado suele ejercer mayor presión porque se intensifica el movimiento térmico de sus partículas. OpenStax: modelo molecular de un gas.
Dentro de una estrella no hay paredes entre las capas, pero las regiones vecinas de materia también intercambian cantidad de movimiento. Por tanto, existe presión sin recipiente. Al mismo tiempo, la gravedad actúa sobre toda la masa y mantiene unida la materia caliente. En el Sol, el movimiento térmico de las partículas aporta la mayor parte de la presión interna; la radiación también contribuye. Esta primera imagen no incluye todos los efectos de los campos magnéticos y los flujos.
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Qué supone realmente «más caliente significa mayor presión»
En la aproximación de gas ideal, la presión de las partículas es:
P ≈ nk_(B)T.
Aquí P es la presión en pascales, n el número de partículas del gas por metro cúbico, T la temperatura absoluta en kelvin y k_(B) la constante de Boltzmann. En n se cuentan los iones, los electrones libres y los átomos o moléculas neutros que haya; un electrón ligado a un átomo no se cuenta como una partícula independiente del gas.
Comparemos dos estados con el mismo n en esta aproximación:
(P_(2))/(P_(1)) ≈ (T_(2))/(T_(1)).
Si la temperatura en kelvin se duplica, la presión también se duplica aproximadamente. Esto no significa que una estrella calentada conserve su tamaño y densidad anteriores. Puede expandirse y cambiar el número de partículas por unidad de volumen; también puede cambiar la ionización. Hemos comparado estados locales bajo una condición indicada, no calculado el futuro del Sol. Los modelos precisos necesitan correcciones al gas ideal. La ecuación de estado y sus límites.
Una diferencia de presiones sostiene la capa
Seleccionemos una pequeña capa delgada dentro del Sol. Su cara interior está más cerca del centro; la exterior, más lejos. La materia vecina la presiona por ambos lados. En el lado interior la presión es mayor, por lo que la fuerza hacia fuera supera la fuerza opuesta desde el lado exterior. La diferencia puede equilibrar la gravedad que actúa sobre la propia capa seleccionada.
Esto es el equilibrio hidrostático: en promedio, el gradiente de presión, es decir, su variación con la distancia, equilibra la gravedad. Lo decisivo es que la presión disminuya hacia fuera. Si actuara la misma presión sobre dos caras de igual área, esas fuerzas se cancelarían, pero la gravedad permanecería. Princeton: estrellas en equilibrio hidrostático.
En el esquema, «hacia arriba» significa hacia fuera solo para este pequeño fragmento. Sigue por separado las dos fuerzas debidas a la presión y la gravedad; después, súmalas mentalmente.
Una pequeña capa en equilibrio
Hacia fuera desde el centro ↑
Hacia el centro ↓
- Fout
- Fuerza de la menor presión exterior
- Fin
- Fuerza de la mayor presión interior
- Fg
- Gravedad sobre la capa
La fuerza de la mayor presión interior equilibra la fuerza de la presión exterior junto con el peso de la capa.
El equilibrio no detiene el movimiento térmico de las partículas. También puede coexistir con flujos y oscilaciones alrededor de la estructura media. El Sol es materia en movimiento, no una bola inmóvil. Si falta soporte en alguna región, la materia empieza a contraerse; si la fuerza resultante apunta hacia fuera, acelera hacia fuera. La reorganización posterior modifica la propia presión, densidad y temperatura.
La materia caliente brilla; hay que reponer la energía perdida
Una vela y el Sol emiten luz, pero sus fuentes de energía son distintas. En la llama habitual de una vela, las reacciones químicas entre combustible y oxígeno liberan energía. El Sol no necesita esa reacción para brillar. Su materia caliente emite radiación y recibe energía de regiones más profundas. Actualmente, las reacciones nucleares del núcleo solar transforman hidrógeno en helio y liberan energía. NASA: por qué el Sol no es un fuego corriente.
La diferencia entre dos preguntas es esencial. «¿Por qué brilla la materia?» se refiere a la radiación de un medio caliente. «¿Por qué permanece caliente tanto tiempo?» exige una fuente que reponga la energía perdida. La fusión interior sostiene el brillo duradero del Sol y las condiciones necesarias para la presión, pero no es una pared mecánica separada que empuje cada capa.
La etapa de fusión estable de hidrógeno en el núcleo se llama secuencia principal. Más adelante pueden cambiar la composición del núcleo y las regiones donde ocurren las reacciones nucleares. Una enana blanca, un resto estelar, puede brillar mientras se enfría gradualmente, sin esa fusión. Por eso no podemos aplicar sin matices la descripción del Sol actual a todo lo que recibe el nombre de «estrella». NASA: vida y restos de las estrellas.
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Qué muestra la luz y qué tenemos que inferir
Los astrónomos descomponen la luz en un espectro e identifican conjuntos característicos de líneas de distintos elementos. Son pruebas sobre la materia de las regiones donde se forman esas líneas. Para obtener la abundancia de un elemento hay que tener en cuenta la temperatura, la densidad y la formación de la luz: la línea más oscura no indica necesariamente el elemento más abundante. NASA/ESA: cómo se lee un espectro.
Una fotografía corriente de la fotosfera no revela el interior opaco. Su estructura se infiere mediante modelos físicos y se contrasta con las observaciones disponibles. Por ejemplo, las oscilaciones de la superficie solar contienen información sobre la estructura interior; la heliosismología las analiza. No es una perforación ni una imagen directa del núcleo, sino una forma de contrastar las consecuencias de un modelo. Christensen-Dalsgaard: heliosismología.
Volvamos al recipiente imaginario. El Sol carece de su pared sólida: su propia gravedad confina el gas. La presión que aumenta hacia dentro sostiene una estrella tranquila frente a una compresión ilimitada. Hidrógeno y helio nombran los materiales principales; plasma designa un estado con partículas cargadas libres; la luz es energía que sale de la estrella.
¿Bastaría una presión grande, pero igual, sobre ambas caras de nuestra pequeña capa? No. Las fuerzas iguales por presión se cancelarían entre sí, dejando el peso de la capa. Esta comprobación explica por qué «presión contra gravedad» debe conservar la diferencia de presiones. Puedes seguir la distinción entre luz propia y reflejada en la luz del Sol y de la Luna. Más adelante en el curso veremos cómo se forma una estrella así a partir de una nube de materia.