¿Qué es lo que realmente apoya a las estrellas de neutrones?

Question

He leído esta pregunta (a la respuesta de Andrew, en los comentarios):

Lo que sostiene a las estrellas de neutrones es la repulsión proporcionada por la fuerza nuclear fuerte entre neutrones estrechamente apilados. La presión central en una estrella de neutrones es un orden de magnitud superior a la presión de degeneración de neutrones ideal. no, no es la presión de degeneración de los quarks, sino las fuerzas reales debidas al intercambio de gluones.

¿Una estrella de neutrones colapsará siempre en un agujero negro en el futuro?

Ahora bien, por lo que tengo entendido, en este sitio (y en la wiki) se dice que las estrellas de neutrones no colapsan porque se apoyan en la presión de degeneración de los neutrones. Aunque, en base a los comentarios es en el fondo un mecanismo diferente, siendo la fuerza fuerte residual (repulsiva a cortas distancias) entre neutrones.

En uno de los comentarios se dice que está mediada por gluones, pero hasta donde tengo entendido, la fuerza fuerte residual está mediada por piones entre neutrones.

Ahora la distinción es importante, porque incluso en este sitio, no se aclara, si es la presión de degeneración de neutrones (que se explica de manera diferente, sobre la base de QM y el principio de exclusión de Pauli), o la fuerza fuerte residual repulsiva (a corta distancia) que realmente apoya la estrella de neutrones de un mayor colapso.

Así que hay dos ideas principales:

1. es la presión de degeneración del neutrón, entre los neutrones, y cómo llenan los niveles de energía QM (PEP)

2. es la fuerza fuerte residual repulsiva (a corta distancia)

Sólo para aclarar, se trata de dos mecanismos completamente diferentes, por eso hago la pregunta.

Pregunta:

¿Qué es lo que realmente apoya a las estrellas de neutrones?

Answer 1

Cuando alguien dice "presión de degeneración", supongo que se refiere a la presión de degeneración ideal que se siente en un gas de fermiones que no interactúan, simplemente debido a su energía cinética no nula.

La expresión para la presión de degeneración (por ejemplo, para fermiones no relativistas) $$P = \frac{h^{2}}{20m}\left(\frac{3}{\pi}\right)^{2/3}\, n^{5/3}\ , $$ donde $n$ es la densidad numérica de las partículas de masa $m$ no implica cargas, números de bariones ni constantes de interacción asociadas a ningún tipo de fuerza. Es un efecto puramente mecánico cuántico que requiere que los fermiones densamente empaquetados tengan un momento distinto de cero. La única fuerza que interviene en realidad es la gravedad, que proporciona el potencial que confina los fermiones y cuantifica los estados de momento.

Es justo decir que las enanas blancas están "soportadas por la presión de degeneración de los electrones". Esto se debe a que las interacciones de Coulomb entre los electrones y los núcleos, que son incluidas en cualquier tratamiento adecuado de una enana blanca, son una perturbación muy pequeña (que reduce la presión en apenas un porcentaje) de la ecuación de estado

Sin embargo, una estrella de neutrones, o al menos todas las estrellas de neutrones encontradas hasta ahora en la naturaleza, no puede ser apoyado por la presión de degeneración de neutrones (NDP) y los términos de interacción entre los nucleones dominan completamente la ecuación de estado.

Uno de los primeros trabajos en los que se discutió la posibilidad de las estrellas de neutrones, por Oppenheimer & Volkoff (1939) , demostró que la NDP ideal sólo puede soportar una bola estable de neutrones hasta 0,75 masas solares, es decir, el "límite de Chandrasekhar" (pero utilizando la Relatividad General) asociado a la NDP es sólo $0.75 M_\odot$ y todas las estrellas de neutrones medidas son más masivas que esto.

Para sostener estrellas de neutrones más masivas o detener el colapso del núcleo en una supernova se requieren interacciones entre los neutrones, o que éstos se conviertan en algo más, como un plasma de quarks-gluones. Esta interacción puede ser proporcionada por la fuerza nuclear fuerte, que (en términos generales) es atractiva en rangos de $1-2 \times 10^{-15}$ m, pero fuertemente repulsivo si se trata de aplastar nucleones más cerca que esto. Los detalles de esta interacción en una estrella de neutrones son todavía inciertos debido a la naturaleza relativista de muchos cuerpos del problema y a que la materia nuclear es altamente "asimétrica", en el sentido de que sólo hay un protón por cada 100 neutrones.

La terminología y el uso del lenguaje anteriores son totalmente coherentes con las declaraciones de los principales investigadores de la física de las estrellas de neutrones y del colapso del núcleo, por ejemplo

Lattimer & Prakash (2001) en "La estructura de las estrellas de neutrones y la ecuación de estado":

el presión cerca de la densidad de saturación está determinada principalmente por las propiedades de isospín de de la interacción nucleón-núcleo, específicamente, como se refleja en la dependencia de la densidad de la energía de simetría, Sv(n).

Woosley y Janka (2005) en "The Physics of Core-Collapse Supernovae":

Finalmente, la repulsión de la fuerza nuclear de corto alcance detiene el colapso del núcleo interno cuando la densidad es casi el doble de la del núcleo atómico, es decir, 4-5 × 1014 g cm3.

Ozel et al. (2016) en "The Dense Matter Equation of State from Neutron Star Radius and Mass Measurements":

Nuestra comprensión de la ecuación de estado en la proximidad de la densidad de saturación nuclear está firmemente basada en experimentos de dispersión nucleón-nucleón por debajo de 350 MeV y en las propiedades de los núcleos ligeros. Un enfoque que hace de estos datos se basa en la descripción de las interacciones entre las partículas a través de los potenciales estáticos de dos y tres cuerpos a esta densidad... de dos y tres cuerpos a esta densidad...

Y así sucesivamente...