Estrella de neutrones
Este principio establece que dos neutrones (o cualquier otra partícula fermiónica) no pueden ocupar el mismo espacio y estado cuántico simultáneamente.
[b] En cambio, el radio del Sol es de unas 60 000 veces esa cifra.
También podrían existir estrellas híbridas, que contarían con un núcleo compuesto por quarks desconfinados y materia ordinaria en sus capas más externas.
[15] Sin embargo, la mayoría son viejas y frías e irradian muy poco; la mayoría de las estrellas de neutrones que se han detectado se dan sólo en determinadas situaciones en las que sí irradian, como si son un púlsar o parte de un sistema binario.
Además, esta acreción puede "reciclar" púlsares viejos y hacer que ganen masa y giren a velocidades de rotación muy rápidas, formando los llamados púlsares de milisegundos.
Estos sistemas binarios seguirán evolucionando, y finalmente las compañeras pueden convertirse en objetos compactos como enanas blancas o estrellas de neutrones, aunque otras posibilidades incluyen la destrucción completa de la compañera mediante ablación o fusión.
Cuando todo el combustible nuclear ha sido utilizado, el núcleo se vuelve inestable, al tener que soportar la presión de degeneración en solitario.
La presión degenerada de los electrones aumenta y el núcleo se colapsa más rápidamente, aumentando la temperatura hasta 3 x 109 K. A estas temperaturas, se produce la fotodesintegración (ruptura del núcleo de hierro en partículas alfa debido a rayos gamma de alta energía).
Como en las estrellas degeneradas no hay protones libres, la densidad necesaria es, en realidad, más elevada, dado que los electrones han de superar una barrera coulombiana bastante mayor, necesitándose aproximadamente unos 109 g/cm³.
Este ciclo sigue su efecto hasta llegar a densidades nucleares de 4 x 1017 kg/m³;K, cuando la presión degenerada nuclear detiene la contracción.
Su núcleo quedará formado por hierro hiperdenso, junto con otros metales pesados, y seguirá compactándose, al ser su masa demasiado grande y los electrones degenerados no son capaces de detener el colapso.
[22] Sin embargo, existen varios candidatos a estrella de quarks, como RJX J185635-375.
Propuestas originalmente por los astrónomos Walter Baade y Fritz Zwicky en 1934 (dos años después del descubrimiento del neutrón) como posibles subproductos de una supernova, no recibieron mucha atención por parte de los astrofísicos teóricos, ya que no existían entonces objetos conocidos a los cuales se pudiera asociar una estrella de neutrones.
Sin embargo, en 1967 Jocelyn Bell liderada por Antony Hewish descubrió los púlsares, trabajo que le valió el Premio Nobel en 1974, los que fueron asociados rápidamente a estrellas de neutrones por Thomas Gold en 1968.
Este argumento fue puesto sobre firmes bases teóricas por J. Ostrikcers y J. Gunns en 1971 con el modelo de frenado por dipolo magnético.
Hundert Milliarden Sonnen [Cien mil millones de soles] (en alemán).
