Su pregunta entra profundamente en la región confusa (en mi opinión) de la mecánica cuántica y posiblemente la teoría de cuerdas. Daré una respuesta amplia y no técnica
Las estrellas se mantienen en un estado de equilibrio entre dos fuerzas: la presión interna de la gravedad y la presión externa a través de la radiación. Esto es algo así como nuestro cuerpo se mantiene en forma por la presión interna y la presión atmosférica externa. El equilibrio de las estrellas (a diferencia del de nuestro cuerpo) podría durar mil millones o más años. Más masiva la estrella, más brillante es su luminosidad y pérdida de energía a través de la radiación, y por lo tanto, acorta su vida. Incluso las estrellas pagan por la obesidad.
Lo que causa la radiación de una estrella (de cualquier tamaño) es la fusión nuclear que convierte el hidrógeno (el elemento básico) en helio, el siguiente en número atómico. El helio, aunque ligero, acumula más energía de unión que la mayoría de los otros elementos; La fusión de hidrógeno en helio libera una gran cantidad de energía a través de la radiación. A medida que la estrella comienza a envejecer, el stock de hidrógeno se agota; el stock de helio aumenta. El proceso de fusión de helio continúa, creando carbono. Ahora, la fuerza de radiación enormemente reducida no puede sostener el volumen de las estrellas ya que la presión de la gravedad aumenta, y la estrella comienza a comprimirse rápidamente. Esto forma una estrella enana, aproximadamente del tamaño de nuestro propio sol.
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Supongamos que la estrella original fuera 1.4 veces o más que el tamaño de nuestro sol. El proceso de fusión continuará hasta que el aumento de la gravedad (en contra de la radiación) comprima la materia a través de varios peldaños de la tabla periódica a través de silicio, aluminio y hasta el hierro sólido. Más allá de esta etapa, incluso los quarks (que usted llama partículas subatómicas) comienzan a ceder el espacio dentro y a comprimirse. Esto podría explicarse por la mecánica cuántica y el principio de exclusión de Paul. El proceso termina cuando todo lo que queda es un punto de gran masa y terrible gravedad que no permitiría que ninguna materia, partícula de onda electromagnética (luz) omita su región de influencia dentro de una cierta distancia radial. Como un demonio proverbial, se traga todo lo que está dentro de esa distancia. La circunferencia de la esfera (no el círculo como se representa generalmente en los gráficos) más allá de la cual la fuerza de esta gravedad se vuelve ineficaz se llama horizonte de eventos.
La posibilidad de tal colapso cuando una estrella es más de 1.4 veces el tamaño del sol fue propuesta por primera vez, matemática y accidentalmente mientras trabajaba en una Ecuación Hidrostática, por el Subramanian Chandrasekhar mientras navegaba a Inglaterra desde la India para encontrarse con el hombre que, esperaba que fuera su mentor y guía de investigación: el profesor Arthur Edington. El límite propuesto por Chandrasekhar generó mucha controversia; Edington ridiculizó toda la idea. Como Edington era un científico conocido y Chandrasekhar un novato, esta controversia retrasó la comprensión de los agujeros negros en más de una década. La animosidad duró, aunque sutilmente, hasta que Edenton murió en 1944. El límite propuesto por Chandrasekhar y que se encontró correcto se denominó Límite de Chandrasekhar. Ganó el Premio Nobel de Física en 1983 junto con William Fowler. Su cita decía:
“por sus estudios teóricos de los procesos físicos de importancia para la estructura y evolución de las estrellas”.
Premio Fowler: “por sus estudios teóricos y experimentales de las reacciones nucleares de importancia en la formación de los elementos químicos en el universo” .
Quizás los hallazgos de estos dos juntos podrían responder a su pregunta en detalle.
PD: Edington, quien una vez creyó que él era la única persona que no era el propio Einstein en comprender la Relatividad Especial y General, se perdió un premio Nobel. Sin embargo, el límite más alto de luminosidad de las estrellas propuesto por él llegó a llamarse Límite de Edington. Este límite ayudó a calcular la distancia de las estrellas utilizando el límite de luminosidad como punto de referencia.
