¿Cuál es la diferencia entre una estrella de neutrones y una enana blanca?

En una estrella de neutrones, la fuerza de la gravedad es lo suficientemente fuerte como para presionar los protones y los electrones para formar neutrones {1} , las enanas blancas son muy compactas. Con aún más masa, obtienes un agujero negro.
Los tres tipos son el resultado de la muerte estelar, cuando la fusión fallida en el medio de una estrella ya no puede contrarrestar la gravedad. En qué se convierte una estrella cuando colapsa depende de su masa.

Una enana blanca tiene menos de 1,44 masas solares y se ve sostenida por la presión de degeneración de los electrones, la regla de la mecánica cuántica que dice que los electrones se resisten fuertemente a ser apretados. Están hechos de materia altamente comprimida pero aún más o menos normal, principalmente carbono y oxígeno. A pesar de su masa, son tan grandes como la Tierra, lo que significa que una cucharadita de su material pesaría varias toneladas.

Después de 1,44 masas solares, la degeneración de los electrones no es lo suficientemente fuerte como para superar la gravedad. En este punto, colapsa aún más, los electrones y protones se fusionan en neutrones, formando una estrella de neutrones, del tamaño de una ciudad, y compuesta casi en su totalidad por neutrones. Una cucharadita de materia de estrella de neutrones pesaría mil millones de toneladas. Las estrellas de neutrones son retenidas por la presión de degeneración de neutrones, que es mucho, mucho más fuerte que la de los electrones.

Además, otros no lo han dicho, es que una estrella de neutrones también es mucho más pequeña que una enana blanca:

Las enanas blancas tienen el tamaño de Venus y la Tierra (p. ej., alrededor de 7000 mi / 11000 km de diámetro), mientras que las estrellas de neutrones (y los agujeros negros estelares) tienen el tamaño de los satélites marcianos Fobos y Deimos (p. ej., alrededor de 10 mi / 16 km de diámetro). .

La estrella de neutrones (o tal vez una estrella de quarks) PSR B0943+10 es la estrella más pequeña conocida, con 5,2 km (3,2 millas) de diámetro. También es una de las estrellas menos masivas conocidas. De todos modos, está orbitado por dos gigantes gaseosos conocidos.

Consulte este artículo que describe el límite de Chandrasekhar. Cualquier remanente de estrella más masivo que el límite de Chandrasekhar, 1,4 veces la masa del sol, se convertirá en una estrella de neutrones o un agujero negro. De lo contrario, se convertirá en enana blanca.

Este límite de masa es el umbral en el que la fuerza gravitatoria superará la presión de degeneración de electrones , lo que hará que los electrones se unan al núcleo. Los protones en el núcleo se combinan con los electrones para convertirse en neutrones. De ahí el término estrella de neutrones.

Cuando la masa de la estrella de neutrones supera el nivel en el que la velocidad de escape de la estrella de neutrones supera la velocidad de la luz, ni siquiera la luz puede escapar de su gravitación, convirtiéndose así en un agujero negro.