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

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 aprietas, suceden 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 girando hacia arriba y el otro girando hacia abajo) ocupen el mismo estado propio de impulso (las partículas en una caja ocupan estados de impulso cuantificados).

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

Si la densidad aumenta 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 como captura de electrones cuando el protón es parte de un núcleo) para producir un neutrón y un neutrino.

El resultado neto es un equilibrio entre el decaimiento beta inverso y el decaimiento beta. Si se producen demasiados neutrones, la caída en las densidades de electrones/protones deja huecos en la parte superior de sus respectivas distribuciones de energía que pueden llenarse con neutrones en descomposición. Sin embargo, si se desintegran demasiados neutrones, los electrones y protones en la parte superior de sus respectivas distribuciones de energía tienen suficiente energía para crear nuevos neutrones.

Matemáticamente, este equilibrio se expresa como

A densidades de estrellas de neutrones (unos pocos$\times 10^{17}$kg/m2$^{3}$) la relación de neutrones a protones es del orden de 100. (El número de protones es igual al número de electrones).

Este cálculo asume gases de fermión ideales (que no interactúan). A densidades aún más altas (núcleos de estrellas de neutrones), la fuerte interacción entre los nucleones en la materia nuclear asimétrica altera el equilibrio anterior y hace que la relación n/p disminuya hasta acercarse a 10.

Bueno, hablemos de una perspectiva completamente normal. Cuando una estrella de secuencia principal pierde su combustible, tiene que comenzar a combinar elementos más pesados, ¿no? Entonces el hidrógeno se fusiona con el helio. Helio a carbono y oxígeno. Entonces, para una estrella como el sol, tiene suficiente gravedad para desencadenar la fusión de helio. Como resultado, el núcleo de la estrella se aplasta hasta que el carbono se fusiona y la presión de degeneración de electrones se activa para mantener el núcleo de carbono para formar una enana blanca. En el caso de 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. Aquí la fuerza nuclear fuerte toma el control y los electrones y protones se combinan para dar neutrones, neutrinos y rayos gamma. Si la estrella es lo suficientemente grande, puede incluso aplastar los neutrones y finalmente terminar como un agujero negro. Sin embargo, también existe otro fenómeno conocido como hipernova. Cuando una estrella es 200 veces o más masiva que el sol, cuando se convierte en supernova no quedará un remanente.