Equilibrio stellare: come pressione radiazione bilancia gravità nelle stelle

Le stelle mantengono equilibrio idrostatico: la forza verso l'esterno della pressione di radiazione (e pressione gas) bilancia l'attrazione verso l'interno della gravità, prevenendo collasso.

Il bilancio

• Gravità: Comprime materiale stellare verso interno; dipende da massa.
• Pressione: Termica (gas) + radiazione (momento fotoni). In stelle massicce (>10 M☉), pressione radiazione domina.
• Fonte energia: Fusione nucleare (H → He in nucleo) rilascia fotoni → pressione radiazione.

Equazione equilibrio idrostatico

dP/dr = -G m(r) ρ(r) / r²

Gradiente pressione supporta peso strati sovrastanti.

Stabilità

• Auto-regolante: Se nucleo contrae → T aumenta → tasso fusione ↑ → pressione ↑ → espansione → raffreddamento → fusione rallenta.
• Questo loop feedback negativo mantiene stabilità per milioni/miliardi anni (sequenza principale).

Quando equilibrio fallisce

• Esaurimento carburante → nucleo contrae → nuove fasi combustione (He, C, O, Si) → eventuale nucleo ferro.
• Ferro non fonde esotermicamente → collasso nucleo → supernova (stelle massicce) o formazione nana bianca (bassa massa).

Limite Eddington

Massima luminosità dove pressione radiazione uguaglia gravità. Sopra, radiazione guida perdita massa (venti stellari). Rilevante per stelle massicce, dischi accrescimento.

L'equilibrio non è statico — è bilancio dinamico, auto-correttivo che definisce vita stella.