Il plasma, di cui non si parla solo per le stelle, è più in generale un gas costituito da particelle cariche.
Nelle stelle, date le alte temperature, gli atomi si ionizzano (ove parzialmente, ove totalmente, a seconda delle condizioni locali, cioè perdono in parte o completamente gli elettroni che ruotano attorno al nucleo. Per qualche informazione in più, vedi anche qui).
Una prima idea del comportamento della materia in condizioni stellari è anche in questa risposta.
Nelle stelle è presente materia sostanzialmente in forma gassosa, maggiore è la temperatura, più è elevata la possibilità che i fotoni presenti abbiano energia sufficiente per strappare agli atomi i loro elettroni.
Come si vede dalla figura, le stelle meno calde in superficie, in particolare quelle dei tipo spettrali più rossi (K,M) presentano nello spettro anche le righe di atomi neutri o addirittura molecole (TiO), evidenziando la presenza di materia almeno in parte non ionizzata.
In realtà la grande maggioranza della materia visibile presente
nell’universo si presenta sotto forma si plasma, sia nelle stelle che,
ad esempio, nelle nubi di idrogeno, nonostante le condizioni fisiche di
pressione, temperatura e densità siano estremamente diverse.
Lo studio dei plasmi non interessa solo l’astrofisica, ma con la materia in stato di plasma, avvengono i principali fenomeni come la trasformazione di materia all’interno delle stelle, e la propagazione dell’energia dal centro della stella alla superficie, da cui viene poi emessa.
Pertanto la conoscenza della fisica dei plasmi consente di meglio interpretare fenomeni come la produzione di energia attraverso le reazioni di fusione nucleare all’interno delle stelle e l’opacità, cioè i fenomeni di assorbimento e riemissione di energia nel trasferimento verso l’esterno.
A descrivere la materia è, al solito, l’equazione di stato.
Per i plasmi, in prima approssimazione, trattandosi di gas, si può pensare che l’equazione sia quella dei gas perfetti:
dove k è la costante di Boltzmann, T la temperatura ed n la densità di particelle (numero di particelle per unità di volume).
Le particelle contribuiscono TUTTE alla pressione, in particolare:
per ogni atomo di idrogeno il nucleo + un elettrone, quindi 2 particelle per un peso pari a 1 protone
per ogni atomo di elio il nucleo (alfa) + 2 elettroni, quindi 3 particelle per un peso di 4 protoni
per ogni atomo più pesante il nucleo (peso atomico A, numero atomico N) + N elettroni, quindi (N+1) particelle per un peso di A protoni
Osserviamo anche che in generale, per gli elementi oltre l’elio, è una buona approssimazione considerare che A è il doppio di N.
Indicando con X, Y e Z rispettivamente la percentuale di idrogeno, elio e metalli (tutto ciò che ha N>2), il numero di particelle per unità di volume risulta:
con al numeratore la densità di massa e al denominatore mH massa del protone (nucleo di H), da cui l’equazione di stato per il gas completamente ionizzato
in cui abbiamo aggiunto anche il termine finale dato dalla pressione di radiazione, che sappiamo essere importante quando, come nelle condizioni stellari, la materia viene investita da un notevole flusso di radiazione proveniente dalle zone della stella in cui avviene la fusione nucleare.
In realtà il plasma non sempre è nelle condizioni di comportarsi da gas perfetto.
Innanzitutto il gas è elettricamente carico, con particelle positive e negative, che quindi si attraggono e tendono a riunirsi negli atomi neutri.
Perchè le particelle cariche continuino a muoversi liberamente occorre che l’energia cinetica sia tale da superare l’attrazione elettrostatica, cioè:
da cui si può ottenere, utilizzando una relazione molto semplice tra la densità e la distanza particella-particella
la condizione per cui, nonostante l’attrazione elettrostatica, le particelle cariche si muovano senza sentirla
Questa risulta verificata praticamente in tutte le fasi dell’evoluzione stellare, tranne in alcune fasi particolarmente dense (nane bianche molto dense e fredde).
L’equazione di stato scritta sopra vale dunque per molta parte dell’evoluzione della stella, che dunque si trova in stato di plasma paragonabile al gas perfetto.
Un altro effetto però può essere dovuto al fatto che la meccanica quantistica regola il comportamento delle particelle, in particolare elettroni.
Infatti se la distanza tra le particelle diventa confrontabile con la lunghezza d’onda di de Broglie, il plasma non è più perfetto ma diventa degenere.
Dunque se si verifica la condizione (che può verificarsi più volte localmente, ad esempio nel centro di stelle di piccola massa che hanno trasformato l’idrogeno centrale in elio tramite fusione nucleare)
l’equazione di stato del plasma non è più quella di un gas perfetto ma di un gas degenere, in cui la pressione non dipende dalla temperatura ma solo dalla densità.
Fonti
V.Castellani, Astrofisica Stellare
M. Harwit, Astrophysical Concepts