¿Qué es lo que realmente sostiene a las estrellas de neutrones?

Cuando alguien dice "presión de degeneración", supongo que se refiere a la presión de degeneración ideal que se siente en un gas de fermiones que no interactúan, simplemente debido a su energía cinética distinta de cero.

La expresión para la presión de degeneración (p. ej., para fermiones no relativistas)

$$P = \frac{h^{2}}{20m}\left(\frac{3}{\pi}\right)^{2/3}\, n^{5/3}\ ,$$ dónde$n$es la densidad numérica de partículas de masa$m$, no implica cargas, números bariónicos ni constantes de interacción asociadas con ningún tipo de fuerza. Es un efecto puramente mecánico cuántico que requiere fermiones densamente empaquetados para tener un impulso distinto de cero. La única fuerza involucrada en realidad es la gravedad, que proporciona el potencial que confina los fermiones y cuantifica los estados de momento.

Es una declaración justa decir que las enanas blancas están "soportadas por la presión de degeneración de electrones". Esto se debe a que las interacciones de Coulomb entre los electrones y los núcleos, que se incluyen en cualquier tratamiento adecuado de una enana blanca, son una perturbación muy pequeña (que reduce la presión en un pequeño porcentaje) de la ecuación de estado.

Sin embargo, una estrella de neutrones, o al menos todas las estrellas de neutrones encontradas hasta ahora en la naturaleza, no pueden ser soportadas por la presión de degeneración de neutrones (NDP) y los términos de interacción entre los nucleones dominan completamente la ecuación de estado.

Uno de los primeros artículos en discutir la posibilidad de estrellas de neutrones, por Oppenheimer & Volkoff (1939) , mostró que el NDP ideal solo puede soportar una bola estable de neutrones de hasta 0,75 masas solares. es decir, el "límite de Chandrasekhar" (pero usando la Relatividad General) asociado con NDP es solo$0.75 M_\odot$; y todas las estrellas de neutrones medidas son más masivas que esta.

Para soportar estrellas de neutrones más masivas o detener el colapso del núcleo en una supernova, se requieren interacciones entre los neutrones, o los neutrones para convertirse en algo más como un plasma de quarks y gluones. Esta interacción puede ser proporcionada por la fuerza nuclear fuerte, que (en términos generales) es atractiva en rangos de$1-2 \times 10^{-15}$m, pero fuertemente repulsivo si intenta aplastar los nucleones más juntos que esto. Los detalles de esta interacción en una estrella de neutrones aún son inciertos debido a la naturaleza relativista de muchos cuerpos del problema y que la materia nuclear es altamente "asimétrica", en el sentido de que solo hay 1 protón por cada 100 neutrones.

La terminología anterior y el uso del lenguaje son totalmente consistentes con las declaraciones de los principales investigadores en física de colapso de núcleos y estrellas de neutrones. p.ej

Lattimer & Prakash (2001) en "Estructura de estrella de neutrones y ecuación de estado":

la presión cerca de la densidad de saturación está determinada principalmente por las propiedades de isospín de la interacción nucleón-nucleón, específicamente, como se refleja en la dependencia de la densidad de la energía de simetría, Sv(n).

Woosley y Janka (2005) en "La física de las supernovas del colapso del núcleo":

Eventualmente, el componente repulsivo de la fuerza nuclear de corto alcance detiene el colapso del núcleo interno cuando la densidad es casi el doble que la del núcleo atómico, o 4–5 × 1014 g cm−3.

Ozel et al. (2016) en "La ecuación de estado de la materia densa a partir del radio de la estrella de neutrones y las mediciones de masa":

Nuestra comprensión de la ecuación de estado en la vecindad de la densidad de saturación nuclear se basa firmemente en experimentos de dispersión nucleón-nucleón por debajo de 350 MeV y en las propiedades de los núcleos ligeros. Un enfoque que hace uso de estos datos más directamente se basa en describir las interacciones entre partículas a través de potenciales estáticos de dos y tres cuerpos a esta densidad...

Etcétera...