Estructura estelar

Esquema de una estrella. En una sección esférica cualquiera, la masa no experimenta expansiones ni contracciones, por lo que se considera un sistema cuasiestático. Así mismo su forma se aproxima bastante bien a la de una esfera.

El modelo más simple de estructura estelar es la aproximación cuasiestática de simetría esférica. El modelo asume que la estrella se halla muy cerca de una situación de equilibrio hidrostático en el que apenas hay movimientos verticales netos y, a su vez, también se considera que la forma del astro posee simetría esférica. Todo esto es en esencia cierto para el grueso de las estrellas observables.

Todas las estrellas que se mantienen activas poseen un núcleo en el cual realizan las reacciones de fusión nuclear y un manto a través del cual el calor y la radiación son transportados mediante procesos de radiación y convección. Finalmente está la capa más superficial de las estrellas, su atmósfera. En ella se producen los fenómenos visibles tales como protuberancias solares, eyecciones de masa coronal, manchas solares, etc. Todas estas capas cambiarán de tamaño e incluso su disposición a lo largo del ciclo evolutivo de la estrella.

Equilibrio hidrostático

Las estrellas permanecen estables la mayor parte de su vida bajo el llamado equilibrio hidrostático. En esta situación, la gravedad y la presión se contrarrestan. Por ello, mientras se encuentran en equilibrio, se dice que las estrellas son sistemas cuasi-estáticos. Estáticos, porque no hay desplazamientos verticales netos, lo que nos permite escribir una sencilla ecuación de la variación de la masa en función del radio. Así mismo, la estaticidad no es total, ya que, hasta cierto punto, la presión cerca de la superficie vence ligeramente permitiendo una fuga constante de masa en forma de viento solar. Esta fuga se hace más patente a partir de las 10 masas solares. 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. Las expresiones newtonianas que dan el equilibrio hidrostático son:

1. Ecuación de la variación de la presión en función del radio:

( 1a)

2. Ecuación de la variación de la masa en función del radio:

( 2)

Si tenemos en cuenta las correcciones relativistas la ecuación (1a) debe reemplazarse por la relación de Tolman-Oppenheimer-Volkoff:[1]

( 1b)

Las expresiones (1a) y (1b) coinciden en el límite clásico siendo el significado de las variables:

es la distancia al centro.
es la presión a una profundidad determinada
es la masa acumulada a una distancia del centro.
es la densidad de materia a esa profundidad.

Nota: Presión y masa se consideran constantes a lo largo del tiempo, ateniéndonos al criterio de estaticidad. En el caso de la masa en función del radio usamos la ecuación de las superficies esféricas, suponiendo que las estrellas poseen dicha simetría.

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