El principio de exclusión de Pauli establece que no hay dos electrones con el mismo giro que puedan ocupar el mismo estado de energía en el mismo volumen. Una vez que se llena el nivel de energía más bajo, los otros electrones son forzados a estados de energía cada vez más altos, lo que hace que viajen a velocidades progresivamente más rápidas. ¡Estos electrones que se mueven rápidamente crean una presión (presión de degeneración de electrones) que es capaz de soportar una estrella!
En particular, la presión de degeneración de electrones es lo que apoya a las enanas blancas contra el colapso gravitacional, y el límite de Chandrasekhar (la masa máxima que puede alcanzar una enana blanca) surge naturalmente debido a la física de la degeneración de electrones. A medida que la masa de una enana blanca se acerca al límite de Chandrasekhar, la gravedad intenta exprimir la estrella en un volumen más pequeño, obligando a los electrones a ocupar estados de mayor energía y alcanzar velocidades más rápidas. En el límite de Chandrasekhar, la presión ejercida por los electrones que viajan cerca de la velocidad de la luz se vuelve insuficiente para soportar la estrella, y la enana blanca se colapsa en un estado mucho más denso.
- ¿No debería la dilatación del tiempo hacer que la edad del universo difiera según la ubicación?
- Si arrojases un láser súper brillante al cielo, ¿podrían los extraterrestres a varios años luz de distancia verlo?
- ¿Cuál es la diferencia entre una estrella de neutrones y una magnetar?
- ¿Cómo decimos el movimiento y la paralaje de las estrellas cuando medimos sus distancias?
- ¿Cómo cambiaría Titán si fuera desalojado de alguna manera de la órbita de Saturno y dentro de una órbita más baja alrededor del Sol?
