Presión cinética, presión de degeneración, presión de radiación

También llamada presión térmica, esta presión proviene del gas perfecto caliente. En el caso clásico, no relativista, esta presión se expresa para un gas de masa volúmica a la temperatura , compuesto de partículas de masa :

En función de la densidad en partículas , la definición es :

La presión de degeneración es la presión proveniente del gas perfecto frío. En un medio frío y denso, los términos cinéticos pueden llegar a ser menospreciables en cuanto que las interacciones entre nubes electrónicas de los átomos presentes pueden ser preponderantes. La presión es entonces dominada por la presión de los electrones (si son electrones). Este término de presión proviene del carácter cuántico de la materia : los electrones son fermiones. Cuando estos efectos cuánticos aparecen, es porque la densidad de materia se vuelve lo suficientemente importante para menospreciar en un primer orden la agitación cinética.
La presión de degeneración se escribe entonces (en el caso no relativista) :

con la masa volúmica, y y respectivamente la carga y el número de masa de los átomos presentes. La constante es un número : el cálculo preciso da .
En algunos casos, como el interior de una estrella a neutrones , es posible que no haya electrones para segurar la presión. Son entonces neutrones (que también son fermiomes) y la presión de degeneración de los neutrones se escribe :

La presión de radiación del gas de fotones a temperatura se expresa :

donde es la constante de Stefan-Boltzmann : . La magnitud se escribe : . En unidad SI, vale . La dependencia de esta presión con la cuarta potencia de la temperatura está relacionada con el espectro del cuerpo negro.

La naturaleza es compleja, lo que sigue no es siempre verdad, pero en general :

• En un medio denso y frío, es la presión de degeneración que domina. Por ejemplo en el centro de la Tierra, de un planeta o de una estrella de masa inferior a una masa solar.
• En un medio más caliente, la presión cinética domina. Por ejemplo, en el centro de una estrella como el Sol o más masiva. La presión de degeneración interviene en los últimos estados de la evolución estelar.
• La presión de radiación es dominante tan sólo en el centro de las estrellas más masivas donde la temperatura alcanza valores extremos.

En todos los casos, uno de los tres términos de presión, o la asociación de 2 de ellos, debe permitir equilibrar la compresión gravitacional. Si, como se verá más tarde, la fuente de energía esencial para la estrella adulta, en la secuencia principal, es la energía nuclear, entonces es la gravitacion que conduce la evolución estelar en función de la masa del objeto.