La conversión de la energía de las estrellas

La conversión de la energía de las estrellas

Nada funciona sin la gravedad

Ya desde siempre las personas se han preguntado, que es esa brillante incandescente esfera que está en el cielo, y que es lo que la hace brillar e irradiar calor. No es de extrañar, que el Sol, en las antiguas culturas, fue venerado como un dios. También hubo épocas en las cuales se especulaba con toda seriedad, que el Sol tendría que ser una gigantesca montaña de carbón ardiente. Por suerte que esto no es el caso , si no aquí en la Tierra, el ambiente sería desagradablemente frío. Ya que un montón de carbón de la masa del Sol, sólo ardería un par de millones de años, y por otro lado tampoco la energía sería igual a la observada. Hoy sabemos, que la energía irradiada hacia el exterior de una estrella, es liberada por fusiones de núcleos atómicos, en el interior de la estrella.
A este proceso nos dedicaremos ahora.
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Si la materia es comprimida (por ejemplo, al inflar un neumático de bicicleta), los diferentes átomos o moléculas son comprimidos y se moverán a mayor velocidad, para esquivar la presión el movimiento de átomos/moléculas no es otra cosa que calor. El bombín de inflar se calienta notoriamente, y quizás es posible imaginarse el efecto que produce la presión en los grandes cueros como la Tierra o el Sol. Si se penetra en la Tierra, entonces el promedio de la temperatura aumente en 1 [K] cada 30 [m], en centro, presumiblemente , hay unos 200 hasta 10 000 [K] (sin embargo el amento de la temperatura no es lineal). En el Sol, naturalmente todo es más extremos:
En sus zonas centrales, como en todas las estrellas, existen temperaturas de unos 20 millones [K]. Estrellas masivas, incluso pueden tener temperaturas aún mucho más altas. Las temperaturas son tan altas , debido a que la gravitacion dirigida hacia el interior comrpime, sin consideración, al centro de las estrellas. Bajo estyas condiciones toda la materia está en forma de gas ionizado, esw dedcir, los átomos están completamente despojados de sus electron

La gráfica de arriba muestra en forma esquemática, la conformación de un átomo de Hidrógeno. Se compone de un protón, que representa al núcleo y que es circundado por un electrón. Si al electrón se le añade energía, en forma de calor, por ejemplo, o de un gamma quanta, entonces, el eléctrón abandona la unión de enlace y lo que quede es un núcleo ionizado, de carga posotiva (el protón).

Un así ionizado gas se le llama plasma. Los núcleos atómicos (aquí Hidrógeno, o sea un protón), debido a la alta temperatura se mueven muy rápido, de manera que de vez en cuando chocan entre ellos. Entonces puede suceder, que cuatro núcleos atómicos de hidrógeno (protones) se funden en un núcleo de Helio. Con esto aparece el llamado defecto de masa – curiosamente el núcleo del helio es un poco más liviano que la suma de todos los productos primarios. Pero justa mente esto es lo que hace que el Sol y todas las estrellas brillan. Esta pequeña pérdida de masa es irradiada como energía. En sólo un núcleo de Helio formado, el defecto de masa es aproximadamente 1%, de todos modos el Sol pierde cada segundo 4 millones de toneladas de materia. Pero no os preocupéis, también en los próximos 4 mil millones de años, puede aguantar sin problemas

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Reacción protón-protón

En el ámbito de temperatura, en los cuales se desarrollan las reacciones nucleares, ya no hay electrones atados a los núcleos. La energía (en forma de calor) suministrada a ellos, es demasiada alta, para que, los núcleos atómicos, puedan enlazar electrones. Por la contracción se materia interestelar, aumenta la temperatura en el centro de una estrella en formación. Desde aproximadamente 3 millones [K], puede iniciarse la reacción protón-protón: Dos núcleos atómicos de Hidrógeno (1H+) de los cuales cada uno sólo se compone de un protón (de carga positiva), colisionan entre si, y mediante la entrega de un positrón (e+ la antipartícula de carga positiva, del electrón), de un electro-neutrino (Ve) con la energía (E=mc^2 defecto de masa) en forma de un fotón-gamma (Y), forman un núcleo de Deuterio (D)

2D+ Significa, que el núcleo de Hidrógeno se compone de dos partículas nucleares, un protón y un neutrón, el neutrón sin carga (neutro), es creado, en la reacción arriba mostrada, porque uno de los dos protones desprendió un positrón. El Deuterio, también llamado Hidrógeno pesado, debido al neutrón adicional es un isótopo del Hidrógeno. En esta reacción de iniciación, se libera una energía de 0,42 [MeV] *). El positrón liberado reacciona de inmediato con un electrón – ambos se aniquilan de inmediato a 2 gamma-quanto

La cantidad de energía liberada con esta total conversión de materia, es de 1,022 [MeV], de manera que se irradian en total 1,442 [MeV]. Adicionalmente, el neutrino se lleva otros 0.26 [MeV], esencialmente en forma de energía cinética.

¡Pero atención, hay algo erróneo aquí. Un neutrón es más pesado que un protón, luego el Deuterio debe ser más pesado que los dos protones, de los cuales se formó. ¿Dónde queda el defecto de masa? ¿Por qué entonces se libera energía? ¿Debería haber un consumo de energía! El enigma es la energía de enlace del nuevo núcleo atómico. Representa un estado energéticamente favorable y con la unión protón y neutrón se libera más energía que la necesaria para la formación del neutrón. Además resulta interesante, que al final toda la energía liberada en la estrella es gravitación convertida. Sólo por su presión sobre el centro de la estrella los núcleos atómicos se hacen tan energéticos que se pude desarrollar la fusión nuclear.

Es importante saber: Nótese, que la aquí nombrada fusión nuclear, pueden desarrollarse sólo en base de un efecto de la mecánica quántica. Normalmente también en presencia de las temperaturas, reinantes en el interior de las estrellas, las fuerzas de repulsión eléctricas de los protones son tan altas, que no se podría llegar a una fusión nuclear. La Fuerza de Coulomb de ambas cargas eléctricas positivas, podría ser la causa de la repulsión. Los protones deberían entonces una velocidad muy alta, para sobrepasar esta barrera. Pero muy pocos muestran una energía cinética como esta. Pero aquí, sin embargo actúa en efecto túnel. Un protón de vez en cuando supera la barrera de energía de la repulsión eléctrica, atravesándola como por un túnel. Esto se puede imaginar como en montañista, que en vez
de pasar por encima de la montaña, simplemente la atraviesa por un túnel. Estos atravesamientos por un túnel no son muy frecuentes, tampoco en el mundo quántico. Debido a la enorme cantidad de de protones hay suficientes fusiones nucleares para hacer brillar a las estrellas.
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A esta reacción-PP (protón-protón) un protón debe esperar aproximadamente 14 mil millones de años. Sin embargo en el centro de una estrella, hay tanta cantidad de protones que en cada momento se producen innumerables colisiones con lo cual está garantizada la constante liberación de energía.El ahora formado 2D+ , reacciona, después de sólo 1,4 segundos, con otro protón, bajo la entrega de un gamma-quanta (y), a un isótopo de Helio.

En esta reacción, a su vez es liberada energía 12,86 [MeV], debido a que, el Helio una vez más constituye un estado energético más favorable, que los productos de partida. Finalmente, con la reacción PP, 4 protones bajo la entrega de 2 electrón-neutrinos y dos gamma-quantos, se unen para formar un núcleo de Helio.

La energía liberada se encuentra en forma de energía cinética, o sea energía de movimiento de las partículas formadas, y también como radiación. Con la recién descrita reacción PP, es liberado una cantidad de energía de 24,2 [MeV], correspondiente a aproximadamente 4 x 10^-12 [J]. También se la llama reacción PP 1, porque se desarrolla en un ámbito de temperatura de unos 10 millones de [K], como es el caso del Sol en más de un 90%.

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La temperatura, en el interior de la ahora activa estrella, aumenta rápidamente, Esto significa que la presión de movimiento, dirigida hacia fuera, de las partículas, junto con la presión de la radiación que se creó, se desgarraría totalmente la estrella

Combustión del Hidrígeno

También en esta presión se opone la presión de la gravitación dirigida hacia en interior, Y de esta manera, después de una inicial intranquila fase, se instala un equilibrio hidrostático, que le permite a la estrella una “combustión” tranquila. La en el núcleo liberada irradiación gamma dura, alcanza poco a poco, la superficie de la estrella, y al final es irradiada hacia el espacio. Pero ya no como irradiación gamma, si no, principalmente en el campo de la luz, rayos X u ondas radiales.

Esta radiación termalizadas, se forma, por ejemplo, cuando un electrón absorbe a un gamma-quanta y en algún momento cede esta adquirida energía (E = hv), pero ahora con un frecuencia algo menor. La reducción de la frecuencia se origina, porque el electrón consume parte de esta energía adquirida como energía de movimiento (movimiento térmico). Después de algún tiempo el quanta, es absorbido por la siguiente partícula y nuevamente es desorbitado levemente transformado, y así sucesivamente, hasta que al final la original radiación gamma abandona a la estrella como luz visible.

Con temperaturas a partir de los 15 millones [K] aparecen nuevas reacciones, que son denominados reacción PP II:
- 1 isótopo de Helio (3He^2+ ) choca con un núcleo de Helio (4He^2+ ), se forma un núcleo de Berilio (7Be4+)

El 7Be4+ caza un electrón y se transforma en Litio (7Li3+ )

7Li3+ Colisiona con un protón y forma 2 núcleos de Helio (4He2+ )

Sólo alrededor del 9% de las fusiones se desarrollan después de este esquema, donde se liberan 18,9 [MeV] de energía. Si una estrella alcanza temperaturas de más de 23 millones [K] en su centro, entonces, sólo existen fusiones del tipo reacción PP III:

- Un isótopo de Helio 3He2+ forma nuevamente con un 4He2+ un núcleo de Berilio - 7Be4+

El 7Be4+ también puede cazar un protón y7 se transforma en un isótopo de Boro (8B5+)

Este 8B5+ entrega un neutrino y un positrón desintegrándose en dos núcleos de Helio 4He2+

Con esta reacción, que en el Solo sólo participa en un 0,1%, aún se liberan 1,7 [MeV]. Los neutrinos formados atraviesan sin impedimentos a toda la estrella, ya que casi no interactúan con otras partículas. En el proceso PP III, los neutrinos tienen su máxima energía y son fáciles de ser evidenciados mediante los detectores.

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El Ciclo CNO

Si en la estrella ya existe una reducida cantidad de Carbono (C), entonces, a partir de aproximadamente unos 10 millones [K], se inicia una adicional posibilidad de fusión de Hidrógeno a helio, donde el Carbono actúa como un catalizador. Según sus descubridores Hans Bethe y Carl Friedrich von Weizsäcker el ciclo (Carbono, Nitrógeno, Oxígeno), también es llamado el Ciclo Bethe-Weizsäcker

Un núcleo de Carbono 12C caza a un protón 1H formando un isótopo de Nitrógeno inestable 13N

13N se desintegra mediante la entrega de un positrón y un neutrino a 13C

13C asimila un protón 1H formando Nitrógeno 14N

14N adquiere un protón 1H y forma un isótopo de Oxígeno 15º
-
15O se degrada con la entrega de un positrón y un neutrino a 15N

15N caza un protón 1H y nuevamente forma Carbono 12C

También en esta reacción nuevamente se libera energía, y a ser, por la cantidad de 25,03 [MeV], como es fácil de reconocer, el carbono sirve como catalizador, en última instancia se fusionan 4 protones para formar un núcleo de Helio. Mientras que una completa reacción protón-protón, requiere un tiempo de varios miles de millones de años, el ciclo CON necesita 340 millones de años y por lo tanto es notoriamente más rápido. Es evidente, que una fusión como esta no pudo desarrollarse en las primeras generaciones de estrellas (= Población III) Por la simple razón ya que a la sazón aún no había Carbono.
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El proceso 3-Alfa

Si en el núcleo el hidrógeno se fusionó a helio, entonces tampoco se libera más energía. La hasta ahora reinante presión de radiación se reduce y ya no ofrece una oposición a las fuerzas gravitacionales en aumento. Estas aplastan a los preponderantes núcleos de Helio (partículas α) del cual se compone la zona central, a lo que la temperatura vuelve a incrementarse considerablemente. Con esto la estrella se expande, la envoltura estelar se enfría debido a la ahora gigantesca superficie – la estrella entra en el estado de una gigante roja.

Debido al avance de la contracción y el correspondiente aumento de la presión, se degenera el gas en el núcleo, en dependencia de la masa total de la estrella (ver más abajo gas loco). Debido a la presión de degeneración, es contrarestada una siguiente contracción, sólo aumenta la temperatura.

A partir de los 100 millones [K] comienza lo combustión del Helio, donde los núcleos de Helio se funden para formar Carbono. La expresión combustión es término algo desafortunado, pues el Helio no “se quema” en una reacción química, si no aquí e fusionan núcleos atómicos. La fu8sión del helio también es llamada Proceso-Salpeter por su descubridor Edwin Salpeter. Por la nueva energía liberada, el núcleo se expande y la degeneración revertida, por el nuevo aumento de la temperatura. La combustión del Helio se prende explosivamente, y por esto se la llama Flash de Helio.

2 núcleos de Helio 4He en primera instancia forman el Berilio 8Be median cediendo un gamma-quanta. Este proceso necesita algo de energía 92 [K]El núcleo del Berilio 8Be se fusiona con un núcleo de Helio 4He emitiendo energía a Carbono 12C El Berilio formado 8Be e esto es muy inestable y se degrada rápidamente (después de 10^-16) nuevamente en 2 4He. Sólo una parte muy reducida del Berilio. Un núcleo de Berilo, de cada 10 mil millones de núcleos, realmente llega a fusionarse con un núcleo de Helio. Para que este proceso ocurra, deben colisionar prácticamente al mismo tiempo, 3 partículas alfa. Por esto el nombre Proceso 3 alfa, en el cual se liberan 7,27 [MeV] de energía.

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Estas reacciones sólo se pueden realizar bajo presiones y temperaturas extremas y por lo tanto sólo son posibles en estrellas con una masa suficiente. La probabilidad del encuentro sincrónico del encuentro de tres núcleos de Helio es muy reducida y por lo tanto al formarse los elementos después del Big-bang no se pudo Carbono, ya que la temperatura había descendido demasiado rápido.

A veces una partícula alfa chica con un núcleo de Carbono (12C), donde, mediante la emisión, de un gamma-quanta se forma Oxígeno (16O). Finalmente la zona central de la estrella se compone de una mezcla de Carbono y Oxígeno. También en esta reacción se libera energía, que hace que la estrella sigue brillando en forma estable. Estrellas de la masa de nuestro Sol, han llegado, con esto, a su estado final. Después de expulsar a su envoltorio, queda el liberado núcleo de Carbono-Oxigeno como una enana blanca del tamaño de la Tierra.

Combustion de Hidrógeno

Combustion de Helio

Durante la combustión del Helio, en una capa que rodea al centro, continúa la fusión de Hidrógeno, lo que por un lado provee una presión de radiación estabilizadora y que alimenta al núcleo con combustible fresco. El envoltorio estelar sigue contrayéndose, la superficie se calienta más. Sin embargo la luminosidad nuevamente desciende, a pesar de la superficie reducida, debido a que la estrella libera menos energía. En la fase tranquila de la combustión del Helio, se encuentran por ejemplo las gigantes Aldebarán y Arktur (Clase espectral K)

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La combustión del Carbono

Si una estrella tiene una masa de por lo menos 4 veces la masa del Sol, entonces también después de la combustión del Helio aún se puede liberar energía. Pero antes la estrella se vuelve a contraer, hasta que el gas, en la zona central, se ha densificado a 2×108 [Kg/m3] y a alcanzado una temperatura de 600 millones [K]. Ahora puede fusionarse el carbono.

La fusión del isótopo del carbono 13C por lo tanto representa una fuente de neutrones, también en la siguiente segunda fusión es liberado un neutrón

Con estos neutrones en el procesos s se pueden formar nuevos elementos. En las reacciones en las cuales de forman 23Mg y 16º, no se libera energía, al contrario, se consume algo de energía. Después de un tiempo relativamente breve – unos miles de años – ha terminado la combustión del Carbono. El núcleo se compone ahora de Magnesio, oxígeno y Neón. Incluso este último puede liberar en condiciones adecuadas de energía en un paso más allá

Combustión de Hidrógeno

Combustion de Helio

Combustión de carbono

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La combustión del Neón

Estrellas con una masa mínima de 8 veces la masa solar, en conexión a la combustión del Carbono, también pueden fusionar su Neón. Después de la fusión del Carbono se agota una vez más el reabastecimiento de energía desde el centro (Aún cuando en los envoltorios alrededor del núcleo sigue fusionando Helio, Hidrógeno respectivamente). En este seguimiento nuevamente vuelven a producirse contracciones, que comprimen al centro a la increíble densidad de 4 mil millones de [Kg/m3] , la temperatura sube a unos inimaginables 1200 millones Kelvin. Bajo estas condiciones, los fotones gamma se hacen energéticos de sobre manera y ahora son capaces de destrozar los núcleos anteriormente generados, por fotodisociación.

Así más de un núcleo de Neón es destrozado en Oxigeno y Helio

Una vez sucedido esto, otro núcleo de Neón puede fusionarse con el Helio que está disposición y nuevamente liberar energía:

El núcleo de Neón también puede cazar a un neutrón y con esto, liberar energía. El isótopo de Neón formado puede reaccionar con un partícula α, donde nuevamte es liberado un neutrón

Esta reacción indica, que durante el correr de la Fusión, el Neón puede ser conmutado en los elementos Oxigeno y Magnesio, con lo cual el centro de la estrella se enriquece con esto. Después del consumo del Neón, nuevamente se acaba el suministro de energía desde el centro. Aún cuando en las capas alrededor del centro aún fusionan Carbono, Helio e Hidrógeno, la energía liberada no alcanza para detener el consiguiente colapso. El Centro de Stern es de nuevo comprimido por la gravedadCombustión de Hidrógeno
Combustión de Neón
Combustión de Helio
Combustión de Carbono
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La combustión del Oxígeno

Y a saber, la compresión avanza tanto, hasta que se alcance una temperatura de 1 ½ mil millones [K] y una densidad de 10 mil millones de [Kg/m^3]. Bajo estas condiciones pueden desarrollarse unas serie de reacciones de los núcleos de Oxigeno, donde principalmente se forman Sílice, Fósforo, y Azufre:

Dura sólo unos pocos años, hasta que todo el Oxigeno se haya consumido. Nuevamente se inician nuevas contracciones, hasta que se la última fase, la fusión del Silicio.

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La combustión del Silicio

La temperatura debe haber llegado a lo menos a unos 2,7 mil millones [K] y la densidad a 30 toneladas (!) por [cm^3], para que pueda iniciarse la fusión del Silicio. Es la última vez, que una estrella (de por lo menos 8 veces la masa solar) una vez más, por un par de días, en un estable equilibrio hidrostático, libera energía en su centro. En capas alrededor del centro, siguen fusionando Oxigeno, Neón, Carbono, Helio e Hidrógeno.

Durante la combustión del Silicio, dos núcleos de Silicio se fusionan a un isótopo de Níquel:

El isótopo de Níquel, no es estable y se desintegra prontamente en una desintegración β+ bajo la entrega de un positrón y de un electrón-neutrino a Cobalto

Pero también el Cobalto no es estable y también se degrada, esta vez para formar un núcleo de Hierro estable

Combustión de Hodrógeno
Combustión de Neón
Combustión de Carbono
Combustion de Oxígeno
Combustión de Silicio

Ahora la gravitación puede nuevamente comprimir al centro de la estrella, sin encontrar una resistencia. El Hierro (56Fe) es disgregado, por un efecto llamado fotodisociación, en 14 núcleos de Helio (4He), causado por los fotones gamma altamente energéticos, que fueron creados en los envoltorios y que ahora rodean al núcleo. Esto lleva a un inmediato colapso del centro de la estrella. Con este colapso la presión `puede elevarse tanto, que la energía de enlace de los núcleos disminuye y que los núcleos atómicos se disuelven. Los así liberados protones cazan a un electrón (desintegración beta inversa) y forman con esto un neutrón. Con lo cual todo el centro de la estrella se compone prácticamente sólo de neutrones. Esta es la hora del nacimiento de la estrella de una estrella de neutrones Con una suficiente masa también un hoyo negro estelar.
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Gas loco

Con las temperaturas que existen dentro de la estrella y también en su superficie, no puede existir materia en estado sólido o líquido. Bajo estas condiciones sólo pueden existir gases, aún cuando no tienen en absoluto las cualidades, las cuales estamos acostumbrados en nuestro medioambiente. Bajo condiciones normales los átomos, respectivamente l as moléculas de los gases son eléctricamente neutrales, ya que hay la misma cantidad de electrones (negativos), que circundan al núcleo atómico, paran neutralizar la carga positiva de los protones.
Con altas temperaturas, desde 10 000 [K], los primeros electrones abandonan al átomo, ya que la energía cinética adicionada se hace tan grande, que ya no es posible una permanencia en el envoltorio. Con esto, naturalmente, el átomo se carga eléctricamente positivo, debido a que la carga de los protones ya no son totalmente neutralizados. El gas está ionizado, Y a ser tanto más, mientras menos electrones se encuentran en la nube de electrones. A un gas así se le llama plasma. Esto llega a tanto, que en el centro de la estrella ningún átomo ya tiene electrones. Ahora la gravitación aporta lo suyo: Ella comprime cada vez más al gas, mientras más se penetra en la estrella. Así la densidad del gas en la parte exterior quizás sería de 5 [gcm^3], mientras que en el centro de una estrella masiva puede aumentar fácil mente por el factor 10 millones. Correspondientemente aumenta también la presión del gas.
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La presión del gas uno se la puede imaginar como la frecuencia y el ímpetu con la cual las moléculas del gas chocan contra las paredes interiores de un frasco de vidrio cerrado, con el aumento de la presión, esto se hace cada vez más intenso. En una estrella, la gravitación toma el rol de la pared del frasco.
En el interior de la estrella aparece otro factor más., la presión de radiación. El comportamiento de los fotones de radiación (Un fotón es la unidad de energía más pequeña de cualquier oscilación electromagnética, también se puede decir un quanta de radiación) uno puede imaginarse, en analogía con las moléculas recién descritas.La presión de radiación y del gas inevitablemente desgarrarían a cualquier estrella, si la gravitación no comprimiría sin consideración a la materia
Condicionado por las incomodas situaciones en el interior de las estrellas, o sea, las extremas presiones del gas y de radiación como las infernales temperaturas, todos los átomos y lo que sobró de ellos , todas las partículas de la materia, deben moverse a muy altas velocidades. Normalmente esta velocidad depende de la temperatura (Temperatura no es otra cosa que el movimiento de partículas) y de la presión. Con una presión muy alta, y unas muy altas densidades, como en el núcleo de una estrella, la temperatura ya no juega ningún rol aquí. Más bien la alta velocidad está basado, que las partículas están extremadamente comprimidos.

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Ahora bien, no todas las partículas (Electrones, protones o neutrones; partículas con el mismo espín; el momento angular propio) pueden ocupar las mismas posiciones y velocidades (La prohibición de Pauli), ellos no pueden acercarse entre sí de manera arbitraria, si no deben diferenciarse por su impulso. Esto lo logran, en que se mueven en forma rápida. Mientras más alta la densidad, tanto más alta la velocidad, y tanto más grande son también las diferencias de las velocidades. A este gas se le llama gas degenerado.

Con el aumento de la densidad, primero se degeneran los electrones, hasta que su velocidad llega hasta el ámbito relativista (es decir cerca de la velocidad de la luz). Si la presión sigue aumentando, los electrones se unen con los protones, se forma una estrella de neutrones. También este gas de neutrones sigue degenerándose con el aumento de la densidad, y desde 10^14 [gmc^-3] también estos se mueven en el campo relativista.

*) MeV = 1 mega electrón volt = 1.60217646 x 010-13 joules

Última revisión: 11 de Octubre de 2007

Traducido al castellano por AAGB, Stgo. Chile, Abril 2009. Con la gentil autorización de Werner Kasper, Mittelweg 1, D- 35117 Münchhausen, Abenteuer-Universum (Aventura Universo)