El Tamiz

Ignora lo accesorio, atesora lo esencial

La vida privada de las estrellas - Estrellas de neutrones

En los últimos artículos de La vida privada de las estrellas hemos empezado a recorrer los diferentes caminos por los que una estrella se aproxima a su final, como su expansión como gigante roja o su conversión en supernova. Estamos acercándonos ya al final de la serie, y hoy hablaremos acerca del segundo “cadáver estelar” después de las enanas blancas.

Como espero que recuerdes de aquel artículo, una enana blanca no tiene forma alguna de producir energía mediante la fusión: lo único que evita que se colapse completamente debido a la presión gravitatoria es la presión de electrones degenerados, pero esto tiene un límite, el límite de Chandrasekhar, de unas 1,4 veces la masa del Sol. Si se sobrepasa ese límite, la gravedad es tan tremenda que supera la presión de electrones degenerados y la estrella sigue comprimiéndose más y más. Sin embargo, el colapso total en forma de agujero negro no es inevitable: si la masa es menor que unas 2,1 veces la masa de nuestro Sol, llega un momento en el que la compresión se detiene de nuevo – luego veremos por qué. Lo que se tiene entonces es un objeto astronómico fascinante, extraño y en gran medida desconocido: una estrella de neutrones.

Las estrellas de neutrones se producen siempre como el resultado de una supernova, aunque no todas las supernovas producen una estrella de neutrones. Me explico: como recordarás del artículo acerca de las supernovas de tipo II, una gran parte de la masa de la estrella se desprende como las capas de una cebolla, dejando sólo el núcleo desnudo donde se encontraba la estrella original. Lo que sucede entonces depende, por supuesto, de cómo de grande es lo que queda: si tiene menos de 1,4 masas solares, se convierte en una enana blanca y brilla cada vez más tenuemente durante eones, como describimos en el artículo correspondiente.

Sin embargo, hay veces –cuando la estrella original era muy grande– en las que lo que queda tiene entre 1,4 y 2,1 masas solares. Claro, no puede ser una enana blanca porque pesa demasiado, y la presión de electrones degenerados no es capaz de contrarrestar la presión gravitatoria. Lo que queda de la estrella se comprime más, y más, y más: en el centro, la presión es tan brutal que “tritura” los átomos. Los electrones caen al núcleo y se combinan con los protones mediante la desintegración beta inversa, en la que se producen neutrones y se liberan neutrinos al espacio:

p+ + e- -> n + νe

Lo que queda entonces, claro, son los neutrones de los núcleos y los neutrones producidos mediante esta unión de electrones y protones… es decir, neutrones y más neutrones, de ahí el nombre de este tipo de estrellas. Sin embargo, el nombre es algo engañoso: esto que acabo de describir sucede, de acuerdo con nuestros modelos, en las profundidades de la estrella – su superficie y las capas poco profundas tienen electrones y protones, como cualquier estrella “normal”. Hay una finísima atmósfera gaseosa, bajo la que pensamos que existe una corteza sólida en la que aún hay núcleos atómicos y electrones. Por debajo hay fundamentalmente una especie de “sopa de neutrones”:

Estrella de neutrones

Francamente, no sabemos muy bien en qué consiste esta especie de “sopa de neutrones”, pero sí por qué la estrella deja de comprimirse cuando los neutrones se acercan mucho unos a otros: lo que sucede es casi lo mismo que sucedía con los electrones en las enanas blancas. Al acercarse mucho unos a otros, la posición de los neutrones está muy definida; pero el principio de incertidumbre de Heisenberg indica que, entonces, su velocidad tiene una enorme indeterminación. Dicho en otras palabras, al saber muy bien dónde están los neutrones, éstos pueden tener casi cualquier velocidad que podamos imaginar, en un rango muy grande: por lo tanto, chocan entre ellos violentamente y detienen la compresión de la estrella.

Sin embargo, para que esto ocurra los neutrones tienen que estar muy cerca unos de otros. Es muy difícil para nosotros imaginar realmente la densidad tan gigantesca que es necesaria. Para que te hagas una idea, una estrella de neutrones tiene la masa de unos dos Soles. Sin embargo, su radio es de unos 10-20 kilómetros (el del Sol es de unos 700.000 km). ¡La masa de dos Soles con el tamaño de una ciudad! Los neutrones están tan cerca que prácticamente se tocan: una pequeña canica de 1 cm de radio con esta densidad pesaría cuatro mil millones de toneladas. Al igual que sucedía con las enanas blancas, cuanto más masiva es la estrella de neutrones más tiene que comprimirse para compensar la presión gravitatoria, de modo que aunque parezca raro, cuanto más pesa, más pequeña es. La materia está tan comprimida en las capas profundas que su densidad es prácticamente la del núcleo atómico.

Ahí radica, por supuesto, gran parte de nuestro desconocimiento acerca de este tipo de estrellas – lo que hay dentro está tan lejos de cualquier cosa que podamos experimentar que sólo tenemos modelos teóricos para explicarlo. De hecho, puede haber cosas aún más raras que esta “sopa de neutrones apretados” dentro de una estrella de neutrones: podría haber aún algunos electrones y protones mezclados con los neutrones, partículas inestables que en otras condiciones desaparecerían en fracciones de segundo, como piones y kaones, o tal vez los propios neutrones pierdan su estructura y se tengan quarks libres. Algunos modelos incluso predicen la existencia de estrellas extrañas, compuestas únicamente de quarks strange y antistrange. Sin embargo, las observaciones realizadas hasta ahora no nos permiten descartar ni confirmar ninguna de estas hipótesis.

Una estrella de neutrones es tan enormemente densa que la gravedad en su superficie también es difícil de imaginar: es unos tres billones de veces más intensa que sobre la superficie de la Tierra. Prácticamente nada puede escapar de ellas: la velocidad de escape en su superficie puede llegar a ser, en las más masivas, de hasta 240.000 km/s. ¡El 80% de la velocidad de la luz! Si no lo has leído aún, te recomiendo que eches un ojo al artículo sobre el pozo intuitivo para que te hagas una idea de lo tremendo de esa cifra.

Pero la gigantesca densidad de estos cadáveres estelares no es lo único exagerado, ni lo único que –al menos a mí– resulta difícil de asimilar. Su velocidad de rotación es también escalofriante. Piensa en un patinador sobre hielo, girando sobre sí mismo con los brazos extendidos: según los acerca a su cuerpo, gira más deprisa por el principio de conservación del momento angular. De hecho, suelen utilizar esa técnica (acercar mucho los brazos y las piernas al eje de giro) para dar vueltas muy, muy rápido.

Bien, ahora imagina lo que sucedería si el Sol, que da una vuelta sobre su eje más o menos cada mes, se comprimiera hasta tener 10 km de radio. Es como si un patinador con una envergadura de dos metros se comprimiera hasta veinte micras de diámetro. La velocidad de giro aumenta hasta valores casi inimaginables: la estrella de neutrones puede dar vueltas hasta varios cientos de veces por segundo. Un punto de su superficie puede estar moviéndose alrededor del centro a velocidades de hasta 70.000 km/s. De hecho, las estrellas de neutrones que giran muy rápidamente se achatan en los polos, a pesar de su enorme gravedad, debido a esta velocidad de vértigo.

Sin embargo, puede que te estés preguntando cómo diablos sabemos que estas estrellas existen. Desde luego, casi en el momento en el que se descubrió el neutrón (en 1932) ya se postuló la existencia de objetos estelares de este tipo, pero hay un problema: su tamaño. Una estrella de neutrones no sufre la fusión, sólo brilla por la temperatura de su superficie, y es tan minúscula que la potencia total emitida es muy, muy pequeña. Imagina un objeto de 10 km de radio a varios años-luz de nosotros: sería prácticamente imposible verlo… si no fuera por dos razones afortunadas.

La primera es el efecto combinado de la enorme densidad de estas estrellas con su intensísimo campo magnético: piensa en los protones y electrones de la superficie girando alrededor del centro a velocidades tremendas y el campo magnético que pueden generar mediante su movimiento. Cuando se acercan a la estrella partículas desde el exterior (por ejemplo moléculas de gas o polvo interestelar), aceleran a velocidades extremas: ¡están cayendo a un objeto con una gravedad increíble! Además, realizan espirales cerradísimas hacia los polos magnéticos de la estrella. Desde luego, cuando impactan contra la superficie de la estrella cualquier posible estructura que tuvieran (por ejemplo, molecular) se destruye y se descomponen en protones, neutrones y electrones. Pero lo importante para nosotros es que los polos magnéticos son lugares muy violentos en una estrella de neutrones: emiten chorros de radiación que puede ser de radioondas pero también “dura” (rayos X y rayos gamma), como si fueran cañones de radiación electromagnética muy intensa y muy dirigida.

La segunda razón es que, por razones que no entendemos bien, los polos magnéticos de muchas estrellas de neutrones no coinciden con el eje de giro. El resultado es que los “cañones de radiación” de los polos magnéticos no apuntan siempre en la misma dirección, sino que giran con la estrella a velocidades tremendas – como he dicho antes, hasta cientos de veces por segundo.

Es posible entonces que, mirando hacia un punto determinado del firmamento, recibamos un “chorro” de rayos X… pero sólo durante un instante. El chorro aparece cuando el polo magnético de la estrella mira hacia la Tierra, pero deja de apuntarnos en una milésima de segundo según la estrella gira, para aparecer de nuevo cuando el mismo polo vuelve a apuntar hacia la Tierra. Lo que percibimos entonces desde ese punto del cielo son pulsos de radiación con un período muy exacto, repetidos una y otra y otra vez (lo que se conoce como “efecto faro”) cada vez que el chorro “nos mira”. Por eso este tipo de estrellas de neutrones “pulsantes” se denominan púlsares, y en este caso (si tenemos suerte y la estrella está orientada de manera adecuada) sí podemos detectarlas y analizar su velocidad de giro.

Aquí puedes ver un diagrama esquemático de un púlsar, con las líneas de campo magnético en blanco, el eje de giro en verde y los dos “chorros de radiación” de los polos en azul:

Púlsar

Crédito: Mysid/Wikipedia (GPL).

El telescopio de rayos X Chandra ha obtenido imágenes espectaculares de algunos púlsares, como ésta del púlsar de Vela, en la que puedes ver los dos chorros de radiación (uno más brillante dirigido hacia la izquierda y abajo, y otro más largo y menos brillante hacia arriba y la derecha):

Púlsar de Vela

Como he dicho, la naturaleza exacta del interior de estas estrellas nos es, en gran medida, desconocida. Lo mismo sucede con el por qué y el cómo se producen los chorros de radiación en los polos. En palabras de Werner Becker, del Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik,

La teoría de cómo los púlsares emiten radiación está aún en su infancia, incluso después de cuarenta años de trabajo.

Todavía siguen descubriéndose nuevos púlsares, y cada pieza de información que logramos obtener de ellos nos acerca más a entenderlos. El más rápido de todos los que se han visto,PSR_J1748-2446ad, fue descubierto en 2004 y gira 716 veces cada segundo. Se encuentra a unos 28.000 años-luz de nosotros.

Ni siquiera estamos seguros del límite de masa de una estrella de neutrones: la cifra que he dado de 2,1 veces la masa del Sol es una hipótesis, pero hay otras. Sí estamos bastante seguros de que el límite (denominado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) está entre 2 y 3 masas solares, y que más allá la presión de degeneración de los neutrones no es suficiente para “sostener” la masa de la estrella. Lo que sucede entonces está sujeto a la especulación hasta cierto punto: es posible que se tengan, como he mencionado antes, cosas aún más raras que neutrones libres, como quarks sueltos o partículas exóticas, si la masa es sólo un poco superior al límite.

Lo que sí parece bastante claro es que por encima de 3-5 masas solares (dependiendo de las estimaciones) el colapso continúa y nada puede detenerlo. Lo que se forma entonces es uno de los objetos astronómicos más famosos y misteriosos: un agujero negro.

Para saber más: Estrellas de neutrones.

Astronomía, Ciencia, La vida privada de las estrellas

35 comentarios

De: Moko
2008-01-08 10:24:26

Mira que hace años que "sabía" que los púlsares eran objetos que emitían radiación con intervalos muy regulares (para lo cual no me podía imaginar ninguna explicación razonable), pero nunca había comprendido por qué lo hacían. Bueno, esto desvela el misterio. Muy buena la entrada. Con tu permiso, Pedro, voy a copiar un buen "cacho" en el artículo de los púlsares en la Wikipedia.


De: Pedro
2008-01-08 10:40:46

¡Por supuesto! Debería adecentar la imagen para que estuviera en español y poder colgarla también (es de la wikipedia en inglés, y no tiene (c)), pero a ver cuándo tengo tiempo. Cuando lo haga dejo un comentario aquí.


De: Khudsa
2008-01-08 12:45:36

Llevaba tiempo esperando la continuación de la serie! magnífica!

Ahora hay ganas de la siguiente.


De: TheCat
2008-01-08 14:25:18

Yo lo que estoy esperando ver es esta serie publicada en papel como lo está la de la relatividad sin fórmulas.


De: Pedro
2008-01-08 18:24:08

Moko,

Acabo de traducir el texto de la imagen al español y he reemplazado la imagen original, por si te sirve. El enlace a la imagen original, para ver créditos y demás (es de la NASA y libre de copyright): http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Neutron_star_cross_section.jpg

Khudsa,

Se ha hecho esperar, pero creo que es más variado tener muchas series abiertas para cambiar de asunto, aunque suponga tener que pasar un mes de un artículo de cada serie al siguiente...

TheCat,

No sé cuándo ni cómo, pero puedes contar con ello. Mi sueño sería en papel brillante y en color, tapa dura, en plan lujazo de fotos astronómicas, pero ya veremos... puede salir por un ojo de la cara. Primero, finalicemos la serie :)


De: TheCat
2008-01-09 14:45:17

La edición lujazo de la h****a estaría bien como libro recopilatorio cuando tengas unas cuantas series publicadas.
Y ¿para qué comprarlas una a una y no comprar la recopilación?
Porque no puedo esperar, a la que saques esta serie o la de las partículas, yo seré el primero en pedir un ejemplar.

Por otro lado me pregunto si no resultará comparativamente más barato un libro de 300 páginas a todo lujo que uno de 100 en tapa blanda, b/n, etc.


De: DanielSantos
2008-01-09 16:15:43

Muy grande Pedro. Mi serie favorita.

Habia leido varias cosas de los pulsares y de las estrellas de neutrones pero no sabia que eran lo mismo.


De: Pedro
2008-01-09 17:54:52

TheCat,

No creo que publiquemos un libro con series sin relación, sería mezclar churras con merinas. La cosa es que series como ésta (o como la siguiente de astronomía, que puede ser sobre el Sistema Solar) se prestan mucho a un libro con página a color, por las fotos de la NASA.

Respecto al precio, pues depende: por un lado, el precio por página a color es prohibitivo, pero por otro el precio de base es comparativamente menor cuantas más páginas hay. Pero sospecho que saldría por un ojo de la cara, aunque babeo de pensarlo.


De: TheCat
2008-01-10 09:10:34

Tienes razón, mejor no mezclar churras con merinas.


De: Robertiano
2008-01-11 11:28:41

Hola Pedro, me gusta mucho todo lo que escribes, a veces veo un poco de soberbia, que comprendo perfectamente, aun así no me gusta. Pero a lo que iba, yo a la hora de comprar libros prefiero las versiones austeras y más accesibles a todo los bolsillos que las de lujo, aunque también comprendo que te guste poner bonito las cosas que escribes.
Espero que no te haya molestado mi primera opinión, me encanta tu labor divulgativa. Muchas gracias por la atención y los artículos.

Un saludo,

Roberto


De: Pedro
2008-01-11 11:44:30

Robertiano,

¡No me molesta en absoluto! Al contrario, me ayuda a intentar mejorar. ¿Te refieres a la serie de "Falacias"? Si es así, ya me lo han comentado recientemente, pero tengo aún pendiente el revisar los comentarios que puedan resultar ofensivos. Si es a otra cosa y puedes apuntar a algo (puede que sea simplemente el tono general, en cuyo caso no hay nada que hacer), ¿podrías decirme dónde?

Respecto a los libros, a mí también me gustan, en general, las versiones baratas (de ahí la de Relatividad sin fórmulas). Es simplemente que en una serie de astronomía es una pena no poner fotos de lujazo. Pero una posible solución es publicar una versión sin fotos a color, baratita, y otra deluxe en color.


De: Nikolai
2008-01-11 17:31:34

Que es como un cuento, siempre se espera más y más,
Y de los libros pues es que es todo es física al fin y al cabo.
Que tal "Física moderna sin formulas" volumen de lujo que incluiria Las particulas, la relatividad y la cuantica; en una edición de superlujo etc.. jejejeje se me hace agua la boca ....


De: ploncios
2008-01-15 15:54:05

Fantástica serie de artículos, Pedro.

Descubrí tu blog ayer a raíz de un enlace en alguna página y es de lo mejor que he visto. De verdad que espero que sigas publicando durante mucho tiempo... ¡yo, de momento, tengo material de lectura para rato!

Aquí tienes un nuevo seguidor incondicional.


De: Carlos Sánchez
2008-01-22 16:19:39

Como ya han explicado otros antes de mi, por fin una explicación clara y concisa sobre los famosos púlsares.
Respecto a libros, cuando quieras te puedo asesorar un pelín, que tengo una editorial (pequeña, muy pequeña) y algunas cosas puedo contarte.
Si mi editorial fuera más grande, ten por seguro que te ofrecía ya mismo publicarte los libros, pero me fallaría la distribución, que creo que lo más importante (salvo que las ventas se hagan vía web)


De: Pedro
2008-01-22 18:15:29

Carlos,

Te cojo la palabra y probablemente te pregunte cosas, ¡muchas gracias! ;)


De: Quesito y Tostadiño » Blog Archive » 7 memes para 7 blogs
2008-02-10 21:37:55

[...] Tamiz: Porque puedes aprender cosas de lo más interesante, desde las intimidades de las estrellas de neutrones hasta que los toros son dicrómatas (algo así como daltónicos, los [...]


De: Naeros
2008-06-18 19:59:36

Aquí vuelve a salir el principio de incertidumbre de Heisenberg de la wikipedia, por si también quieres cambiarlo ;)
(Imagino que conforme escribas de más cosas habrá que reeditar más entradas, ¡menudo follón!)


De: Pedro
2008-06-18 20:03:15

@ Naeros,

Pues sí, pero por otro lado no está mal ir completando artículos para que se refieran unos a otros y pueda obtenerse más información del mismo estilo (la Wikipedia está muy bien, pero es otra cosa).

Lo cambio ahora mismo, thankius!


De: Las estrellas de neutrones | blojer
2008-07-09 23:44:16

[...] de neutrones es una esfera de unos 20 km de radio que concentra dos masas solares. Como comenta  Pedro Gómez-Esteban en El Tamiz: « ¡La masa de dos Soles con el tamaño de una ciudad! Los neutrones están tan cerca que [...]


De: El Tamiz : Premios Nobel - Física 1901 (Los rayos X)
2008-11-05 07:49:34

[...] ejemplo, cuando la materia cae hacia un agujero negro o una estrella de neutrones, la pérdida de energía potencial gravitatoria es muy grande y, a veces, rápida y violenta. Como [...]


De: Humberto Paz
2009-01-14 20:04:02

Bueno tengo una duda si alguien puede responderme estaria agradecido. Nuestro sistema solar es producto de la explosion de una supernova.. la existencia de metales pesados en la tierra es prueba de ello y actualmente es aceptado como un hecho. La pregunta seria ¿Donde esta esa supernova? ¿deberia estar relativamente cerca de nosotros?

Gracias..


De: Pedro
2009-01-14 20:22:38

@ Humberto,

Por lo que sé, no tenemos ni la más remota idea. El problema es el tiempo.

En el tiempo desde que se produjo esa supernova el Sol ha dado entre 20 y 30 vueltas al centro de la Galaxia. Con eso te lo digo todo. Los restos detectables de la supernova, incluso si pudiéramos identificarla, se habrían desparramado hace tanto tiempo que no podríamos verlos -- y lo que quedase entonces (agujero negro o estrella de neutrones, etc.) sería muy difícil de detectar y, una vez detectado, identificar.


De: xx32
2009-02-15 18:25:04

¿Y si una supernova, al estallar, en vez de realizar la desintegración beta inversa, enviara por peso a los protones y a los neutrones hacia dentro y a los electrones hacia afuera, creando un superátomo con un campo magnético intensííiiiiííííí.....................ííísimo?


De: EMILIO MADRID
2009-04-16 00:32:40

Pedro, enhorabuena por tu relato, he disfrutado mucho leyendo sobre estos curiosos objetos, no soy de ciencias pero me apasionan estos temas y, si me permites, te quería hacer una pregunta respecto a los púlsares que a lo mejor te parece estúpida..¿qué ocurre cuándo una estrella de neutrones deja de girar, cuándo tarda en hacerlo?. Bueno, te pido disculpas y muchas gracias de nuevo, a tí y a todos por llevar la ciencia a los que somos profanos, seguid así y un saludo a todos.


De: Pedro
2009-04-16 06:44:58

Emilio, no dejan de girar jamás: simplemente lo hacen cada vez más despacio. Eso sí, según un púlsar gira más despacio emite menos energía, lo cual significa que se frena más lentamente y que nos cuesta más detectarlo. Pero esto sucede muy, muy despacio. Para que te hagas una idea, el púlsar PSR J1603-7202, muy bien estudiado, tiene un período de 0.0148419520154668 segundos (así de precisa es la cosa) y ese período aumenta 0.0000005 segundos cada millón de años.


De: EMILIO MADRID
2009-04-16 10:28:42

Pedro, muchas gracias por tu respuesta, la verdad es que me asombra el nivel de precisión con el que se sabe que giran los púlsares, he leído también en alguna parte que muchas estrellas de neutrones tienen asociada una estrella compañera en un sistema doble a la que roba masa por su extraordinaria gravedad; ¿sería posible la estancia de planetas en un sistema así, en el caso de la existencia de planetas, éstos serían esterilizados por la radiación del púlsar?. Pues muchas gracias de nuevo Pedro, tengo mucha curiosidad por la astrofísica pero me falta comprensión matemática para entenderla mejor, un saludo


De: Pedro
2009-04-17 16:19:35

Emilio, no creo que pudiera existir un planeta habitable cerca de un sistema con una estrella de neutrones.


De: Freddy
2011-07-28 17:52:02

Una pregunta de ignorante. En la fantástica serie "esas maravillosas partículas" se describe que los neutrones libres son muy inestables, con una vida media de unos 15 minutos. En estos púlsares no creo que los neutrones puedan considerarse "libres", pero tampoco están asociados a ningún átomo. ¿Se supone que son estables en el interior de la estrella de neutrones?


De: Pedro
2011-07-28 19:08:25

Freddy, los neutrones en una estrella de ídem son estables, ya que no son libres, sino que están ligados (no del mismo modo que en un átomo, pero el resultado en este sentido es el mismo).


De: Ignacio
2012-08-28 14:53:55

Muy buenas

Como siempre voy muy retrasado, pero estas vacaciones le he pegado un buen empujón :)

Ya he terminado la serie y me ha encantado, pero tengo una duda referente a las estrellas de neutrones.

Tengo claro como se forman y tengo claro que los neutrones se mueven muy rápido y "empujan" evitando que la gravedad siga comprimiendo.

Lo que no me queda claro es porque una vez la estrella se ha enfriado lo sufuciente no sigue la compresión.
La energía es una forma de cuantificar el movimiento de las partículas, en este caso neutrones, si no hay energía no debería haber movimiento y por lo tanto ya no hay impedimento para que la estrella se siga comprimiendo y se convierta en un agujero negro, no?

Gracias de antemano


De: Ignacio
2012-08-28 15:00:25

Esto por supuesto sería trasladable a las enanas blancas, que al perder energía se conviertan en estrellas de neutrones o agujeros negros debido a que los electrones pierdan velocidad para evitar la compresión.

Saludos


De: La vida privada de las estrellas [9/10] Las estrellas de neutrones
2013-06-12 17:17:15

[...] cebolla, dejando sólo el núcleo desnudo donde se encontraba la estrella original. Versión texto: eltamiz.com/2008/01/08/la-vida-privada-de-las-estrellas-estrellas-de-n etiquetas: la vida privada, estrellas, estrellas de neutrones negativos: 0   [...]


De: Pedro
2013-07-03 16:02:42

Ignacio, la presión de electrones o neutrones degenerados (según la masa de la estrella) es suficiente para compensar la pérdida de velocidad de unos u otros según baja la temperatura de la estrella. Si la masa no es suficientemente grande llega un momento en el que unos u otros dejan de emitir radiación, porque no pueden perder más energía, y la estrella deja de enfriarse, pero no se colapsa.


De: Angel
2013-07-04 08:30:59

Ignacio, la presión de degeneración no se debe a la velocidad de las partículas (eso sería la presión normal), sino que es un efecto puramente cuántico, debido al principio de exclusión de Pauli. Los neutrones (o electrones) al ser fermiones no pueden ocupar todos el mismo estado cuántico, lo que resulta, en terminos prácticos, en un presión adicional que se opone a la contracción gravitatoria.


De: Ignacio
2013-07-08 14:10:09

Muchas gracias a los dos, ya está todo claro :)


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