Hay algunos límites en el camino. Los límites delimitan los límites entre (más o menos) estados de la materia. Probablemente estos no sean todos los límites interesantes, pero aquí hay algunos:
Hay límites de densidad entre gas y líquido, y líquido y sólido. (En otras palabras, un gas puede volverse tan denso antes de pasar a un líquido, etc.) Estos límites dependen de la sustancia considerada y su temperatura.
Aunque tal vez no sea estrictamente un límite de densidad, hay un límite sobre cuántos protones / neutrones pueden estar en un núcleo atómico. El acuerdo es que los protones están cargados positivamente, por lo tanto, se repelen electrostáticamente. Los protones (y los neutrones) también se atraen entre sí a través de la fuerza nuclear fuerte. Sin embargo, la fuerza fuerte es de muy corto alcance, y la fuerza electrostática es de muy largo alcance. Por lo tanto, cuando el núcleo comienza a crecer hasta el punto en que la repulsión electrostática entre protones “lejanos” comienza a dominar sobre la fuerte atracción de fuerza de esos mismos protones, el núcleo se vuelve inestable.
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Otro límite de densidad se desarrolla en el núcleo de las estrellas. En este entorno de presión ultra alta, tiene este plasma de núcleos atómicos (típicamente núcleos de hierro) y electrones. Todo está respaldado por la “presión de degeneración de electrones”, que se debe al fenómeno de que (a) los electrones son rechazados por el núcleo atómico, y (b) los electrones solo pueden ocupar ciertos estados de energía alrededor del núcleo. A medida que aumenta la presión y la densidad, finalmente la presión de degeneración de electrones se colapsa, por lo que no puede tener plasma mayor que esa densidad.
¿Qué pasa entonces? Los electrones son “capturados” por los protones en el núcleo, reaccionando para formar neutrones y neutrinos. En las estrellas, este es el comienzo de una supernova: el núcleo de hierro colapsa y se convierte en una gran bola de neutrones unidos gravitacionalmente y un destello de neutrinos. (Los neutrinos no interactúan significativamente gravitacionalmente, por lo que escapan al espacio.) Te queda una estrella de neutrones, y el resto de la antigua estrella cae hacia la estrella de neutrones y literalmente rebota, dándonos la explosión que vemos. .
Ahora la estrella de neutrones está respaldada por la “presión de degeneración de neutrones”, que es un fenómeno similar a la degeneración de electrones: no hay dos neutrones que puedan ocupar el mismo estado cuántico. Eventualmente, al menos teóricamente, incluso eso tiene un límite de densidad, un límite más allá del cual la materia de neutrones no puede existir. No se sabe experimentalmente lo que viene después, pero tal vez una estrella Quark.
No estoy familiarizado con los detalles, y tal vez ni siquiera hay un consenso general. Pero el patrón general en el que creo que todos están de acuerdo es que hay límites de densidad de tal manera que cruzarlos obliga a la materia a pasar de una forma a otra. Ya sea desde el plasma hasta la materia degenerada de neutrones, desde la materia de neutrones hasta la materia de quark u otra cosa.
Luego, por supuesto, está el “límite último”, al menos en nuestra comprensión actual de la física: el límite de Chandrasekhar [EDITAR: Eso no es lo que se llama. Me refería al límite de Tolman-Oppenheimer-Volkhov. ¡Gracias, Edward!]. Cualquier cosa que logre una densidad mayor que esta produce un agujero negro. No sabemos de ningún límite superior en este momento.