Diferencia entre revisiones de «Materia degenerada»

Contenido eliminado Contenido añadido
Sin resumen de edición
Línea 48:
Los neutrones en un gas de neutrones degenerados están mucho más espaciados que los electrones en un gas de electrones degenerados porque el neutrón más masivo tiene una [[Longitud de onda de la materia|Longitud de onda de la materia]] mucho más corta a una energía dada. En el caso de las estrellas de neutrones y las enanas blancas, este fenómeno se ve agravado por el hecho de que las presiones dentro de las estrellas de neutrones son mucho mayores que las de las enanas blancas. El aumento de la presión se debe a que la compacidad de una estrella de neutrones hace que las fuerzas gravitatorias sean mucho mayores que en un cuerpo menos compacto con una masa similar. El resultado es una estrella con un diámetro del orden de una milésima parte del de una enana blanca.
 
Existe un límite superior para la masa de un objeto degenerado por neutrones, el [[límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff]], que es análogo al límite [[Chandrasekhar]] para los objetos degenerados por electrones. El límite teórico para objetos no relativistas soportados por una presión ideal de degeneración de neutrones es de sólo 0,75&nbsp;masas solares;<ref>{{cite journal |author1=Oppenheimer, J.R. |author2=Volkoff, G.M. |year=1939 |title=Sobre núcleos de neutrones masivos |journal=Physical Review |publisher=American Physical Society |volume=55 |issue=374 |pages=374-381 |doi=10.1103/PhysRev.55 .374 |bibcode=1939PhRv...55..374O }}</ref> sin embargo, con modelos más realistas que incluyen la interacción bariónica, se desconoce el límite preciso, ya que depende de la [[ecuación de estado|ecuación de estado]] de la materia nuclear, para la que aún no se dispone de un modelo muy preciso. Por encima de este límite, una estrella de neutrones puede colapsar en un agujero negro o en otras posibles formas densas de materia degenerada.{{efn|Posibles "formas más densas de materia" incluyen [[materia QCD|materia de quarks]], [[estrellas de preones]], etc., si esas formas de materia existen realmente, y si tienen propiedades adecuadas. La cuestión principal es si la ecuación de estado del material hipotético muestra un grado de compresibilidad, o "rigidez", compatible con el modelo de remanente estelar.}}
 
=== Degeneración de protones ===