Estrella de neutrones

Se ha supuesto la existencia de estrellas de neutrones desde la identificación del neutrón como residuo de supernova.

Mas allá de la masa de Chandrasekhar, la presión de Fermi de los electrones no puede sostener la estrella. La contracción conduce a los electrones de aproximarse peligrosamente de los protones. La interaccin nuclear débil se pone entonces en acción : transforma un protón y un electrón en un neutrón.

La reacción de neutronización :

es imposible en reposo, porque el balance de masa no le es favorable. En efecto, la energía de la masa del electrón (0.5 MeV) es muy inferior a la diferencia de energía de masa entre el protón y el neutrón (1.3 MeV).
Sin embargo, cuando los electrones se vuelven relativistas, la energía total puede sobrepasar el nivel necesario de 1.3 MeV (alcanzado para una velocidad de 0.92 c). La reacción de neutronización es entonces posible. La condición sobre la velocidad de los electrones se traduce por un umbral de masa que corresponde a la masa de Chandrasekhar.

Los neutrones, que son fermiones, aseguran el equilibrio de la estrella. Como son mucho más masivos, no son relativistas y su presión de Fermi se expresa :

Varía en función del radio como . Aparece entonces un nuevo equilibrio, alcanzado para un radio mucho más pequeño que para las enanas blancas, debido al factor .
Este equilibrio se caracteriza por un radio, estimado en km :

En estas condiciones, la masa volúmica alcanza valores gigantescos :

Es la masa volúmica de la materia nuclear. La estrella de neutrones es equivalente a un núcleo con dimensiones gigantescas y número de masa .