¿Qué ocurre con los protones y los electrones cuando se forma una estrella de neutrones?

Question

¿Qué ocurre con los protones y los electrones cuando se forma una estrella de neutrones? En algún momento la gravedad supera el Principio de Exclusión de Pauli (supongo) y se ven obligados a juntarse. ¿Qué ocurre en el proceso?

Answer 1

Es el Principio de Exclusión de Pauli el que realmente permite la formación de una estrella de "neutrones".

En un gas "ordinario" de protones y electrones no pasaría nada: ¡a eso lo llamamos hidrógeno ionizado! Sin embargo, cuando se aprieta, ocurren muchas cosas interesantes. La primera es que los electrones se vuelven "degenerados". El principio de exclusión de Pauli prohíbe que más de dos electrones (uno con espín arriba y otro con espín abajo) ocupen el mismo estado propio de momento (las partículas de una caja ocupan estados de momento cuantificados).

En ese caso lo que ocurre es que los electrones "llenan" los estados de bajo momento/baja energía y luego se ven obligados a llenar estados de momento/energía cada vez más altos. Los electrones con gran momento ejercen en consecuencia una presión de degeneración, y es esta presión la que sustenta las estrellas enanas blancas.

Si la densidad se incrementa aún más, las energías de los electrones degenerados en la parte superior de la distribución de momento/energía se vuelven tan grandes que son capaces de interactuar con los protones (a través de la fuerza nuclear débil) en un proceso llamado decaimiento beta inverso (a veces denominado captura de electrones cuando el protón forma parte de un núcleo) para producir un neutrón y un neutrino. $$p + e \rightarrow n + \nu_e$$ Normalmente, este proceso endotérmico no ocurre, o si lo hace, el neutrón libre decae de nuevo en un protón y un electrón. Sin embargo, a las densidades de una estrella de neutrones, los electrones degenerados no sólo pueden tener suficiente energía para provocar esta reacción, sino que su degeneración también impide que los neutrones vuelvan a descomponerse en electrones y protones. Lo mismo ocurre con los protones (también fermiones), que también están degenerados en las densidades de las estrellas de neutrones.

El resultado neto es un equilibrio entre la desintegración beta inversa y la desintegración beta. Si se producen demasiados neutrones, la caída de las densidades de electrones y protones deja agujeros en la parte superior de sus respectivas distribuciones de energía que pueden ser llenados por neutrones en desintegración. Sin embargo, si decaen demasiados neutrones, los electrones y protones que se encuentran en la parte superior de sus respectivas distribuciones de energía tienen energías suficientes para crear nuevos neutrones.

Matemáticamente, este equilibrio se expresa como $$E_{F,p} + E_{F,e} = E_{F,n},$$ donde estas son las "energías de Fermi" de los protones, electrones y neutrones degenerados respectivamente, y tenemos la restricción adicional de que los momentos de Fermi de los electrones y protones son idénticos (ya que sus densidades numéricas serían las mismas).

A densidades de estrellas de neutrones (unos $\times 10^{17}$ kg/m $^{3}$ ) la relación entre neutrones y protones es del orden de 100. (El número de protones es igual al número de electrones).

Este cálculo supone que se trata de gases de fermiones ideales (que no interactúan). A densidades aún mayores (núcleos de estrellas de neutrones) la fuerte interacción entre nucleones en la materia nuclear asimétrica altera el equilibrio anterior y hace que la relación n/p disminuya hasta acercarse a 10.

Answer 2

Bueno, hablemos desde una perspectiva completamente normal. Cuando una estrella de la secuencia principal pierde su combustible tiene que empezar a combinar elementos más pesados, ¿verdad? Así que el hidrógeno se fusiona con el helio. El helio en carbono y oxígeno. Así que una estrella como el Sol tiene suficiente gravedad para desencadenar la fusión del helio. Como resultado, el núcleo de la estrella se aplasta hasta que el carbono se fusiona y la presión de degeneración de electrones entra en acción para mantener el núcleo de carbono y formar una enana blanca. En el caso de las estrellas más grandes, la gravedad tiene suficiente poder para superar esta presión de degeneración de electrones y rompe sus orbitales para empujar los electrones hacia el núcleo del átomo. En este caso, la fuerza nuclear fuerte toma el relevo y los electrones y protones se combinan para dar lugar a neutrones, neutrinos y rayos gamma. Si la estrella es lo suficientemente grande, puede incluso aplastar a los neutrones y, en última instancia, terminar como un agujero negro. Sin embargo, también existe otro fenómeno conocido como hipernova. Cuando una estrella es 200 veces más masiva que el sol, cuando se convierte en supernova no queda ningún resto.