Si. Debido a que hay fusión en el núcleo del Sol, allí hay una temperatura muy alta, del orden de 14,000,000 K. La temperatura también resulta en una presión muy alta.
Esta presión es lo que soporta el núcleo contra la gravedad, contra su propio peso.
El núcleo interno tiene una densidad de aproximadamente 150 veces la del agua.
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A esas densidades y temperaturas, el material es un plasma esencialmente totalmente ionizado y se describe adecuadamente mediante una suma de gases ideales, todos no relativistas, que consisten en los diversos componentes químicos y los electones. Principalmente los componentes químicos son los núcleos de hidrógeno y helio, y los electrones, aunque hay algunos otros jugadores importantes presentes en cantidades más pequeñas.
Sin embargo, las densidades no son lo suficientemente cercanas como para hacer que los protones y los neutrones se combinen en un núcleo gigante por medio de la fuerza nuclear. La densidad de la materia en el núcleo de un núcleo grande es aproximadamente la mitad de la densidad teórica de la materia nuclear infinita, y esto es muchos, muchos órdenes de magnitud más altos que la densidad del agua.
La repulsión de Coulomb previene ese colapso a las temperaturas predominantes en el núcleo del Sol, y la fusión solo ocurre muy lentamente, en las colas de la distribución térmica. Se ralentiza aún más por el requisito de que tenga lugar una interacción débil para que la reacción [matemática] p + p \ rightarrow D [/ matemática] tenga lugar.
Entonces el Sol continuará de esta manera durante bastante tiempo. Eventualmente, quemará todo su combustible nuclear, y nunca se calentará lo suficiente como para encender la fusión de carbono. Por lo tanto, terminará como una enana blanca de carbono-oxígeno. Este será un estado enormemente denso, pero aún no tan denso como un núcleo. Una enana blanca es apoyada por la presión del gas fermi degenerado de los electrones que contiene.
Para las estrellas que son mucho más pesadas que el Sol, digamos unas 8 veces más pesadas: no dejan de quemarse en el carbono, sino que finalmente se queman por una larga serie de reacciones de partículas alfa y foto-disociaciones hasta el níquel. En este punto, no se puede obtener más energía de los procesos de fusión, que se convertirían en endotérmicos y robarían la presión del núcleo estelar. Entonces la fusión simplemente se apaga. Además, el núcleo todavía está muy caliente, lo suficientemente caliente como para disociar los núcleos de hierro en partículas alfa, y esta fotodisociación roba toda la presión del núcleo, y el núcleo rápidamente se vuelve inestable contra el colapso, ya que incluso la presión de degeneración de electrones no es suficiente para sostenerlo
Luego se colapsa en muy poco tiempo a una densidad muy superior a la densidad de la materia nuclear, y el colapso puede producir una supernova o un agujero negro.
Si se produce una supernova, dejará un remanente.
Este remanente se llama estrella de neutrones y probablemente alcanza 10 veces la densidad de materia nuclear teórica en su núcleo profundo. Entonces, casi con toda seguridad, una estrella de neutrones tendrá materia de quark en el interior. Esta densidad es tan alta que los neutrones y protones se superpondrían físicamente en el núcleo de la estrella. En un núcleo ordinario hay mucho volumen disponible entre los nucleones, incluso utilizando los radios de carga para medir el tamaño de los nucleones, lo que probablemente sea una sobreestimación.
