Estructura estelar

Las estrellas permanecen estables la mayor parte de su vida bajo el llamado equilibrio hidrostático.En estas estrellas supermasivas los vientos son tan intensos que la masa que escapa de ellas llega a modificar substancialmente la masa total de la estrella, llegando incluso a variar su evolución natural.Si tenemos en cuenta las correcciones relativistas la ecuación (1a) debe reemplazarse por la relación de Tolman-Oppenheimer-Volkoff:[1]​ (1b)Aproximación 1: Se considerará a los diferenciales (dx) de presión y radio como variaciones (Δx).Donde P es la presión, μ el peso molecular medio por partícula, ρ la densidad, R la constante universal de los gases y T su temperatura.Como ya se ha dicho, las partículas son muy pequeñas, varios órdenes de magnitud menores que los átomos neutros.Nota: Todos estos cálculos se han realizado suponiendo que el total del material estelar está completamente ionizado.En realidad esto no es así ya que en las zonas más externas y frías solo lo está parcialmente.En estrellas muy densas los electrones no se comportan como partículas libres sino como materia degenereda contribuyendo mucho más a la presión total.En mecánica cuántica el espacio de fases no es continuo y se divide en celdillas.En las estrellas en las que se da (enanas blancas), la contribución del gas degenerado domina completamente.Las reacciones nucleares se dan en el núcleo de las estrellas dado que es la zona más caliente y densa.A estos últimos se les considera como sumideros de energía ya que casi no interaccionan con la materia y, por tanto, no contribuyen a la presión escapando libremente de la estrella.Es el efecto túnel el que consigue romper esa barrera imposible y permitir la fusión a energías tan bajas.En el laboratorio no se observa la fusión a esas energías porque se trabaja con muy pocas partículas pero en cuántica los fenómenos son probabilistas y en las estrellas hay billones y billones de núcleos en constante agitación por lo que aunque la probabilidad sea baja el número de reacciones que se dan es alto y la energía generada también.Este fenómeno es especialmente importante en las enanas blancas y en las etapas finales de las estrellas masivas.El recorrido libre medio está relacionado con el coeficiente de opacidad y la densidad mediante la ecuación:Esto hace que la radiación generada en el núcleo tarde aproximadamente 25000 años en salir del sol.Mide la opacidad promediada sobre todo el espectro de frecuencias y se representa como: Donde la integral del denominador es el brillo totalPara saber la temperatura umbral a partir de la cual domina uno u otro fenómeno basta con recordar la aproximación del plasma estelar como gas ideal e igualar la ecuación de la energía del gas para una sola partícula:Si la temperatura en la superficie es lo suficientemente alta como para que haya algunos electrones libres pero lo suficientemente baja como para que se mantenga el hidrógeno neutro (H+-->H=+13,6eV) entonces éste será capaz de polarizarse captando un segundo electrón convirtiéndose en un anión mucho más fácil de fotoionizar por los debilitados fotones que llegan del núcleo (H-->H--=0,75eV).En las estrellas degeneradas, en cambio, el rlm de los electrones se hace más grande ya que no tienen donde colocarse al haber muy pocas vacantes.La degeneración impide, pues, la interacción porque todos los estados están ocupados y los electrones se mueven mucho antes de encontrar un espacio vacante.Esto ocurre así en las enanas blancas en las que el transporte por conducción es excepcionalmente eficiente debido a dicha propiedad.Es un proceso turbulento que se produce en un material estratificado en densidad y composición química.Es un mecanismo tan eficiente que rebaja el gradiente de temperaturas hasta casi el adiabático.Cuando esta sobrepenetración se produce en el núcleo entonces las células convectivas aportan hidrógeno fresco para la fusión.Las estrellas cuyas regiones convectivas penetran hasta el núcleo, sobre todo enanas rojas de tipo espectral M, presentarán en superficie una sobreabundancia de carbono que ha sido llevado desde el núcleo lo que puede apreciarse en sus análisis espectrales.A las 1,5 masas solares la cubierta convectiva prácticamente ha desaparecido y la estrella es casi totalmente radiactiva.Aun así estos núcleos suelen ser bastante pequeños en relación con el tamaño de la estrella debido a esa fuerte dependencia del ciclo CNO con T.