Diferencia entre revisiones de «Materia degenerada»
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=== Degeneración de electrones ===
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En un gas fermiónico ordinario en el que dominan los efectos térmicos, la mayoría de los niveles de energía de electrones disponibles están sin llenar y los electrones son libres de moverse a estos estados. A medida que aumenta la densidad de partículas, los electrones llenan progresivamente los estados de menor energía y los electrones adicionales se ven obligados a ocupar estados de mayor energía incluso a bajas temperaturas. Los gases degenerados se resisten fuertemente a una mayor compresión porque los electrones no pueden moverse a niveles de energía más bajos ya llenos debido al principio de exclusión de Pauli. Dado que los electrones no pueden ceder energía al pasar a estados de menor energía, no se puede extraer energía térmica. No obstante, el momento de los fermiones en el gas de fermiones genera presión, denominada "presión de degeneración".
A altas densidades, la materia se convierte en un gas degenerado cuando todos los electrones se desprenden de sus átomos. El núcleo de una estrella, una vez que se detiene la combustión del hidrógeno en las reacciones de [[fusión nuclear]], se convierte en una colección de [[
Existe un límite superior para la masa de un objeto degenerado de electrones, el [[límite de Chandrasekhar]], más allá del cual la [[presión de degeneración de electrones]] no puede sostener el objeto contra el colapso. El límite es de aproximadamente 1,44<ref>{{cite enciclopedia| url = https://www.britannica.com/science/Chandrasekhar-limit |enciclopedia = Encyclopaedia Britannica|title = Chandrasekhar limit}}</ref> [[masa solar]]es para objetos con composiciones típicas esperadas para estrellas enanas blancas (carbono y oxígeno con dos bariones por electrón). Este límite de masa es apropiado sólo para una estrella soportada por una presión ideal de degeneración de electrones bajo gravedad newtoniana; en [[relatividad general]] y con correcciones de Coulomb realistas, el límite de masa correspondiente es de alrededor de 1,38 masas solares.<ref>Rotondo, M. et al. 2010, ''Phys. Rev. D'', 84, 084007, https://arxiv.org/abs/1012.0154</ref> El límite también puede cambiar con la composición química del objeto, ya que afecta a la relación entre la masa y el número de electrones presentes. La rotación del objeto, que contrarresta la fuerza gravitatoria, también modifica el límite para un objeto concreto. Los objetos celestes por debajo de este límite son las estrellas [[enanas blancas]], formadas por la contracción gradual de los núcleos de las [[estrellas]] que se quedan sin combustible. Durante esta contracción, se forma en el núcleo un gas electrón-degenerado, que proporciona suficiente presión de degeneración a medida que se comprime para resistir un mayor colapso. Por encima de este límite de masa, puede formarse en su lugar una [[estrella de neutrones]] (sustentada principalmente por la presión de degeneración de neutrones) o un [[agujero negro]].
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