E10 Termodinamica y Ecuaciones de Estado Astrofisicas

Tópico

El protagonista de este modelo es la ecuación de estado, la relación que liga entre sí la presión, la densidad y la temperatura del material astrofísico.

El gas ideal, caracterizado por su peso molecular medio, es la aproximación que esa ecuación de estado adopta en la mayoría de los entornos astrofísicos. Que el hidrógeno de ese gas esté completamente ionizado, en vez de neutro, hace que su peso molecular medio sea menor, porque la ionización duplica el número de partículas por unidad de masa respecto del gas neutro.

Los modelos politrópicos son soluciones simplificadas de esa misma ecuación de estado, aplicadas al equilibrio hidrostático, en las que la presión depende únicamente de la densidad elevada a un exponente fijo; ciertos valores de ese exponente hacen que esa ecuación politrópica represente, según el caso, tanto a un gas de radiación puro como al límite relativista degenerado ya descrito para las enanas blancas y las estrellas de neutrones.

La presión de radiación, que crece con la cuarta potencia de la temperatura, se vuelve un término relevante de esa ecuación de estado precisamente en las estrellas más masivas, aquellas cuya luminosidad ya se acerca al límite de Eddington descrito para cualquier objeto astrofísico masivo. Que la luminosidad de una estrella se acerque a ese límite hace que la presión de radiación deje de ser un término despreciable dentro de su propia ecuación de estado.

La velocidad del sonido es, a su vez, la escala de velocidad propia de las perturbaciones acústicas del propio gas, y esa misma ecuación de estado hace que esa velocidad crezca cuando la presión es alta en relación con la densidad. Medir esa velocidad del sonido directamente, a partir de las oscilaciones observadas en la superficie solar, es precisamente lo que hace la heliosismología. Así, desde la ecuación de estado con la que arranca este documento hasta esa medición heliosismológica con la que termina, pasando por el gas ideal, los modelos politrópicos y la presión de radiación, la termodinámica del material astrofísico hace que una misma relación entre presión, densidad y temperatura describa, sin cambiar de forma, desde el interior más común de una estrella hasta el caso más extremo de una enana blanca o de una estrella de neutrones.

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