ecuación de Sahaecuación

En 1920, el físico indio Meghnad Saha unificó la termodinámica y la mecánica cuántica para explicar los espectros del Sol. La esencia es simple: cuando las partículas chocan en un gas caliente, los átomos pueden ionizarse, es decir, perder electrones. La ecuación relaciona las concentraciones de átomos neutros, iones y electrones con la temperatura y la presión. Es como un equilibrio entre boletos de lotería y premios: cuanto más caro es el premio (energía de ionización), menos «compradores» (iones) hay. La ecuación se convirtió en la clave para descifrar la luz de las estrellas.

El aire en un tubo de neón brilla porque la electricidad ioniza el gas, arranca electrones de los átomos. La ecuación de Saha describe cuántos iones (átomos sin uno o varios electrones) y electrones libres se generan al calentar un gas hasta una temperatura determinada. Cuanto más caliente, mayor es la ionización. Se asemeja a una balanza, donde en un platillo está la energía del movimiento térmico de las partículas (k_B T, donde k_B es la constante de Boltzmann y T la temperatura) y en el otro, la energía necesaria para arrancar un electrón del átomo (energía de ionización).

La ecuación de Saha (equilibrio de ionización) es un resultado fundamental de la física estadística que describe el grado de ionización térmica de un gas. Se basa en la igualdad de los potenciales químicos de las reacciones de ionización en condiciones de equilibrio termodinámico local. Para la reacción A_i ↔ A_{i+1} + e^-, donde A_i es un átomo en el estado de ionización i, la condición de equilibrio conduce a una dependencia de las concentraciones respecto a la temperatura T, la densidad electrónica n_e y las sumas estadísticas Z. Es especialmente importante en astrofísica para la interpretación de los espectros estelares.