¿Qué evita que una estrella colapse después de la muerte estelar?

Tu primer párrafo no está del todo bien. La presión del gas no se "detiene" con la formación de un núcleo de hierro, es simplemente que la estrella no puede generar más calor a partir de las reacciones nucleares y se vuelve inestable hasta el colapso. es decir, ¡la estrella colapsa ! ¿Quizás lo que quiere decir es qué detiene el colapso (a veces) antes de que la estrella desaparezca dentro de su propio horizonte de eventos y se convierta en un agujero negro? La respuesta es la presión de degeneración de los neutrones que se forman (endotérmicamente) en eventos de captura de electrones cuando la estrella colapsa y también la fuerza repulsiva (nuclear fuerte) entre neutrones en gases de núcleo muy densos con una pequeña fracción de protones.

La analogía de las "caparazones" llenas no es tan mala. En la mecánica cuántica encontramos que hay un número finito de estados cuánticos posibles por unidad de momento por unidad de volumen (a menudo llamado "espacio de fase"). En un gas "normal", la ocupación de estos estados cuánticos se rige por las estadísticas de Maxwell-Boltzmann: progresivamente se llenan menos de estos estados, según$\exp(-E/kT)$.

En un gas de Fermi a muy alta densidad o muy baja temperatura, llegamos a una situación en la que el principio de exclusión de Pauli limita la ocupación de estos estados a 2 partículas por estado de energía/momento (una por cada espín); las partículas que de otro modo podrían haber ocupado estados de muy baja energía se ven obligadas a ocupar estados de mayor energía y momento. En un gas "completamente degenerado", que es una buena aproximación para los electrones en una estrella enana blanca o los neutrones en una estrella de neutrones (el caso relevante aquí), todos los estados de energía se llenan hasta algo denominado energía de Fermi, con ocupación cero a energías aún más altas.

La presión es causada por partículas que tienen impulso (esto es solo teoría cinética básica). El gran número de fermiones con momento distinto de cero (incluso relativista en algunos casos) es la razón por la que un gas degenerado ejerce una presión, incluso si su temperatura se reduce a casi cero. De hecho, una vez que un gas de fermiones se acerca a la degeneración completa, un cambio de temperatura casi no tiene efecto sobre su presión.

Un punto con el que discreparé en su pregunta es la afirmación de que "tales partículas no pueden ocupar el mismo pequeño volumen de espacio". De hecho, la restricción está en la ocupación del espacio de fase. En una estrella de neutrones, los neutrones casi se tocan entre sí, con separaciones de$\sim 10^{-15}$metro. Puede meter muchas partículas en un volumen pequeño, pero solo a expensas de darles un gran momento. Si lo desea, esta es una versión 3D del principio de incertidumbre:

Cuando se trata de detener el colapso del núcleo de una estrella masiva y sostener la estrella de neutrones resultante, la presión de degeneración no es la historia completa. Como mencioné anteriormente, la separación entre neutrones es de orden$10^{-15}$m, que es el rango aproximado de la fuerza nuclear fuerte. Esto no es una coincidencia. La presión de degeneración por sí sola es insuficiente para detener el colapso o sostener una estrella de neutrones con una masa superior a 0,7$M_{\odot}$- el llamado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Debido a que la materia nuclear es altamente asimétrica (muchos más neutrones que protones), existe una fuerte fuerza nuclear repulsiva general por encima de las densidades de aproximadamente$3\times10^{17}$kg/m3$^3$eso también es muy importante para detener el colapso y sostener estrellas de neutrones más masivas.