Suposem que un estel com el sol que està esgotant el seu combustible nuclear convertint el seu hidrogen en heli en carboni, oxigen i el ferro i finalment arriba un moment en què la calor produïda per les reaccions nuclears és poca per a produir una dilatació del sol i compensar així la força de gravetat. Llavors el sol es col.lapsa augmentant la seva densitat, sent només desaccelerat aquest col.lapse per la repulsió entre les capes d'electrons dels àtoms. Però si la massa del sol és prou alta serà superada aquesta repulsió (excedint el límit de Chandrasekar) sent capaç d'arribar a fusionar els protons i els electrons dels àtoms, formant neutrons i reduint el volum de l'estrella sense deixar espai entre els nuclis dels àtoms. El Sol es convertiria en una esfera de neutrons i, per tant, tindria una densitat molt alta. Seria el que s'anomena "estrella de neutrons".
Naturalment les estrelles de neutrons no són tan fàcils de formar, ja que al col.lapsar l'estrella, l'energia gravitatòria es converteix en calor ràpidament provocant una gran explosió. Seria una nova, o Supernova amb expulsió de gran part del seu material en l'explosió, de manera que la pressió gravitatòria disminuiria i el col.lapse pot aturar. Això podria permetre formar objectes de menor densitat que les estrelles de neutrons, anomenats “nanes blanques” en les què la distància entre els nuclis es disminuïda, de manera que els electrons circulen lliures per tot el material (és l'anomenada matèria degenerada), i és la velocitat de circulació d'aquets el que impedeix un major col.lapse. Per tant, la densitat és molt alta, però per sota de l'estrella de neutrons. Aquests electrons degenerats es repelen entre si, però no per repulsió electromagnètica, sinó perquè per la pressió intenten ocupar el mateix orbital més electrons que poden cabre. És la pressió de Fermi d'electrons degenerats que actuen quan les ones associades als electrons comencen a solapar. Però Chandrasekhar va trobar que si la massa de la nana blanca és més que 1,44 masses solars, llavors a causa de la velocitat màxima dels electrons (la velocitat de la llum) aquesta pressió de Fermi no seria suficient i l'estrella col.lapsaria a un estel de neutrons.
S'ha estimat que amb més de 2,5 Sols de massa, una estrella de neutrons col.lapsaria encara més la fusió dels seus neutrons. També és possible a causa del principi d'exclusió de Pauli pel qual la repulsió de neutrons té un límit quan la velocitat de la vibració dels neutrons arriba a la velocitat de la llum.
És el límit Tov , de Tolman-Oppenheimer-Volkof, que no està clar quin és, ja que no sap encara la equació exacta de estat de la matèria extremadament densa.
Com que no hi hauria cap força coneguda per aturar el col.lapse, continuaria fins que l'estrella es torne en un punt creant un forat negre. Aquest volum puntual implicaria una densitat infinita, raó per la qual va ser inicialment rebutjat per la comunitat científica, però S. Hawking va demostrar que aquesta singularitat era compatible amb la teoria de la relativitat general d'Einstein.
Un cop superada la pressió de neutrons degenerats quàntica, els podrien fusionar en un punt, però també hi pot haver una pressió de quarks degenerats i un nou límit encara no calculat.
VIDEO d'estrella nana blanca explotant en SUPERNOVA IA (de simulació per ordinador):
VIDEO d'evolució estel.lar:
[A través d': http://www.relatividad.org/bhole/comose.html]
Llocs relacionats:
