¿Hay un punto en el que los electrones no puedan moverse más rápido en la degeneración?

Hay un número infinito de estados de energía cinética superior para que los electrones comprimidos los ocupen. Sus velocidades tenderán asintóticamente a$c$, pero en relatividad, la energía cinética es$(\gamma -1)mc^2$, dónde$\gamma = (1 -v^2/c^2)^{-1/2}$, y no tiene límite superior.

Por lo tanto, no existe una presión máxima de degeneración de electrones si estamos considerando un gas ideal de fermiones que no interactúan.

Es posible que te hayas confundido con algunas explicaciones del límite de Chandrasekhar. Para la presión de degeneración ideal y la gravedad newtoniana , el límite ocurre cuando se requiere una presión central infinita para soportar la estrella, lo que requiere que los electrones tengan una energía cinética infinita, es decir, todos tendrían velocidades de$\sim c$.

En la práctica, el límite real de Chandrasekhar ocurre con una densidad finita y una masa ligeramente menor. Esto se debe a que (a) la Relatividad General incluye la energía cinética de los electrones en el lado derecho de la ecuación de equilibrio hidrostático, lo que provoca una inestabilidad a una densidad finita; (b) los núcleos presentes en la enana blanca comienzan a capturar los electrones cuando tienen energías lo suficientemente altas como para causar la desintegración beta inversa , que desestabiliza la estrella; (c) tienen lugar reacciones nucleares entre núcleos estrechamente empaquetados y desencadenan una supernova; (d) alguna combinación de lo anterior: todos (a), (b) y (c) ocurren a densidades bastante similares de$\sim 4 \times 10^{13}$kg/m2$^3$en una enana blanca C/O típica, que tendría una masa de aproximadamente$1.38M_\odot$.

Para abordar su pregunta específica: ¿qué sucede si agrega más masa a una enana blanca que tiene una densidad central justo por debajo de uno de los umbrales anteriores? Creo que hay esencialmente dos posibilidades. Una es que las reacciones nucleares se encienden, ya sea en el núcleo o más allá en una envoltura de helio; la quema de fusión se propaga rápidamente por toda la estrella y se libera suficiente energía para separar la estrella y explotarla como una supernova de tipo Ia. Una segunda posibilidad es que se produzca un colapso ("colapso inducido por acreción"), el aumento de la densidad y la energía de los electrones provoquen una rápida desintegración beta inversa y el colapso solo se detendrá cuando los núcleos se disuelvan en un mar de nucleones (principalmente neutrones) y un La fuerte interacción repulsiva (fuerza) sostiene al objeto como una estrella de neutrones recién nacida.