Una estrella de neutrones se forma cuando la masa de su predecesor (remanente de supernova, enana blanca) está por encima de 1,4 veces la masa solar , también conocida como el límite de Chandrashekhar . Este límite surge debido a la interrupción del equilibrio entre la fuerza de aplastamiento interno de la propia fuerza gravitacional de la estrella y la presión degenerada externa de los electrones y protones.
Cuando la masa está por encima del límite de Chandrashekhar, la presión degenerada ya no puede sostener la fuerza gravitacional, y los electrones y protones se fusionan para formar neutrones (a través del proceso inverso de desintegración beta). Esto reduce el diámetro estelar que a su vez aumenta enormemente la densidad (¡una cucharada de una estrella de neutrones de ~ 30 km de diámetro podría pesar varias toneladas!)
Ahora, puede (y debe) esperar un escenario de equilibrio similar entre la presión degenerada exhibida por el empaquetamiento cercano de los neutrones y la fuerza gravitacional (aumentada); la física [1] da un valor de ~ 2.5 a 3 veces la masa solar .
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Las estrellas de neutrones con masas por debajo de este límite no colapsarán más; aquellos con masas que exceden este límite inevitablemente colapsarán en agujeros negros.
[1]: – “Universe”, William J. Kaufmann, III, WH Freeman and Company, Nueva York (1985).
