Para responder a esto, es importante entender primero algunos fundamentos sobre lo que es una estrella de neutrones.
Las estrellas normales son sostenidas por la presión de gas. Es decir, la presión externa del movimiento aleatorio de partículas en las estrellas equilibra la tendencia de la estrella a colapsar bajo su propia gravedad (esto se conoce como equilibrio hidrostático ).
La cuestión es que las estrellas de neutrones no son compatibles con la presión de gas. Entonces, ¿qué evita que la gravedad los colapse instantáneamente? Es un efecto conocido como presión de degeneración de neutrones . La presión de degeneración de neutrones es el resultado de un fenómeno mecánico cuántico conocido como el Principio de Exclusión de Pauli.
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El Principio de Exclusión de Pauli básicamente le impide empacar partículas demasiado juntas (más formalmente, establece que no hay dos fermiones idénticos que no puedan ocupar el mismo estado cuántico simultáneamente). Si intenta hacerlo, la presión de degeneración de neutrones se activa y proporciona una fuerza externa para detenerlo.
También vale la pena señalar que la presión de degeneración de neutrones solo puede ayudarlo durante tanto tiempo. Por encima de 2 o 3 masas solares, la presión de degeneración de neutrones falla y la estrella de neutrones colapsará en un agujero negro.
Entonces, los neutrones en una estrella de neutrones están tan cerca como físicamente pueden estar juntos (supongo que menos que estar en un agujero negro).
