{"id":2229,"date":"2005-08-03T00:00:00","date_gmt":"2005-08-02T22:00:00","guid":{"rendered":""},"modified":"-0001-11-30T00:00:00","modified_gmt":"-0001-11-29T22:00:00","slug":"2229","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/2229\/","title":{"rendered":"Vorrei sapere: che cos’\u00e8 il plasma stellare?"},"content":{"rendered":"

Il plasma, di cui non si parla solo per le stelle, \u00e8 pi\u00f9 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, cio\u00e8 perdono in parte o completamente gli elettroni che ruotano<\/span> attorno al nucleo. Per qualche informazione in pi\u00f9, vedi anche qui<\/a>).<\/p>\n

Una prima idea del comportamento della materia in condizioni stellari \u00e8 anche in questa risposta<\/a>.<\/p>\n

Nelle stelle \u00e8 presente materia sostanzialmente in forma gassosa, maggiore \u00e8 la temperatura, pi\u00f9 \u00e8 elevata la possibilit\u00e0 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 pi\u00f9 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.<\/p>\n

\"\"\/<\/p>\n

In realt\u00e0 la grande maggioranza della materia visibile presente
\nnell’universo si presenta sotto forma si plasma, sia nelle stelle che,
\nad esempio, nelle nubi di idrogeno, nonostante le condizioni fisiche di
\npressione, temperatura e densit\u00e0 siano estremamente diverse.<\/p>\n

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’opacit\u00e0, cio\u00e8 i fenomeni di assorbimento e riemissione di energia nel trasferimento verso l’esterno.<\/p>\n

A descrivere la materia \u00e8, al solito, l’equazione di stato.
Per i plasmi, in prima approssimazione, trattandosi di gas, si pu\u00f2 pensare che l’equazione sia quella dei gas perfetti:
\"\"\/
dove k\u00a0 <\/span>\u00e8 la costante di Boltzmann, T<\/span> la temperatura ed n<\/span> la densit\u00e0 di particelle (numero di particelle per unit\u00e0 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 pi\u00f9 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, \u00e8 una buona approssimazione considerare che A \u00e8 il doppio di N.
Indicando con X, Y e Z rispettivamente la percentuale di idrogeno, elio e metalli (tutto ci\u00f2 che ha N>2), il numero di particelle per unit\u00e0 di volume risulta:
\"\"\/
con al numeratore la densit\u00e0 di massa e al denominatore mH\u00a0 <\/sub><\/span><\/span><\/span>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.<\/p>\n

In realt\u00e0 il plasma non sempre \u00e8 nelle condizioni di comportarsi da gas perfetto.
Innanzitutto il gas \u00e8 elettricamente carico, con particelle positive e negative, che quindi si attraggono e tendono a riunirsi negli atomi neutri.
Perch\u00e8 le particelle cariche continuino a muoversi liberamente occorre che l’energia cinetica sia tale da superare l’attrazione elettrostatica, cio\u00e8:
\"\"\/
da cui si pu\u00f2 ottenere, utilizzando una relazione molto semplice tra la densit\u00e0 e la distanza particella-particella
\"\"\/
la condizione per cui, nonostante l’attrazione elettrostatica, le particelle cariche si muovano senza sentirla
\u00a0\"\"\/<\/p>\n

Questa risulta verificata praticamente in tutte le fasi dell’evoluzione stellare, tranne in alcune fasi particolarmente dense (nane bianche molto dense e fredde).<\/p>\n

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.<\/p>\n

Un altro effetto per\u00f2 pu\u00f2 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 \u00e8 pi\u00f9 perfetto ma diventa degenere.
Dunque se si verifica la condizione (che pu\u00f2 verificarsi pi\u00f9 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 \u00e8 pi\u00f9 quella di un gas perfetto ma di un gas degenere, in cui la pressione non dipende dalla temperatura ma solo dalla densit\u00e0.<\/p>\n

Fonti
V.Castellani, Astrofisica Stellare
M. Harwit, Astrophysical Concepts
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