Matéria suficientemente densa contendo prótons experimenta pressão de degeneração de prótons, de maneira similar a pressão de degeneração de elétrons e matéria elétron-degenerada: prótons confinados a volume suficientemente pequeno tem um máximo momento dado pelo princípio de incerteza de Heisenberg. Por causa dos prótons serem muito mais massivos que elétrons, o mesmo momento mínimo representa uma muito menor velocidade para prótons que para elétrons. Como resultado, na matéria com aproximadamente igual número de prótons e elétrons, a pressão de degeneração de prótons é muito menor que a pressão de degeneração de elétrons, e a a degeneração de prótons é usualmente modelada como uma correção das equações de estado da matéria elétron-degenerada.
As estrelas de nêutrons
Degeneração de nêutrons é análoga a degeneração de elétrons e é observada nas estrelas de nêutrons, as quais são suportadas pela pressão de um gás degenerado de nêutrons. Isto acontece quando um núcleo estelar acima de 1.44 massas solares (o limite de Chandrasekhar) colapsa e não é detido pelos elétrons degenerados. Como a estrela colapsa, a energia de Fermi dos elétrons aumenta ao ponto aonde é energeticamente favorável para eles combinarem-se com prótons para produzir nêutrons (via decaimento beta-inverso, também denominado "neutralização" e captura de elétrons). O resultado deste colapso é uma estrela extremamente compacta composta de matéria nuclear, a qual é predominantemente um gás degenerado de nêutrons, algumas vezes chamado de neutrônio, com uma pequena mistura adicional de gases degenerados de prótons e elétrons.
As estrelas de nêutrons
Degeneração de nêutrons é análoga a degeneração de elétrons e é observada nas estrelas de nêutrons, as quais são suportadas pela pressão de um gás degenerado de nêutrons. Isto acontece quando um núcleo estelar acima de 1.44 massas solares (o limite de Chandrasekhar) colapsa e não é detido pelos elétrons degenerados. Como a estrela colapsa, a energia de Fermi dos elétrons aumenta ao ponto aonde é energeticamente favorável para eles combinarem-se com prótons para produzir nêutrons (via decaimento beta-inverso, também denominado "neutralização" e captura de elétrons). O resultado deste colapso é uma estrela extremamente compacta composta de matéria nuclear, a qual é predominantemente um gás degenerado de nêutrons, algumas vezes chamado de neutrônio, com uma pequena mistura adicional de gases degenerados de prótons e elétrons.
Comparação com o gás degenerado de elétrons
Nêutrons num gás degenerado de nêutrons são distribuidos no espaço muito mais compactamente que elétrons num gás degenerado de elétrons, porque o mais massivo nêutron tem um muito mais curto comprimento de onda a uma dada energia. No caso de estrelas de nêutrons e anãs brancas, isto combina-se ao fato que as pressões no interior das estrelas de nêutrons são muito mais altas que aquelas nas anãs brancas. A pressão crescente é causada pelo fato que a compactação de estrelas de nêutrons causa forças gravitacionais que são muito mais altas que em um corpo menos compacto com massa similar , resultando em uma estrela da ordem de milhares de vezes menor que uma anã branca.
Nêutrons num gás degenerado de nêutrons são distribuidos no espaço muito mais compactamente que elétrons num gás degenerado de elétrons, porque o mais massivo nêutron tem um muito mais curto comprimento de onda a uma dada energia. No caso de estrelas de nêutrons e anãs brancas, isto combina-se ao fato que as pressões no interior das estrelas de nêutrons são muito mais altas que aquelas nas anãs brancas. A pressão crescente é causada pelo fato que a compactação de estrelas de nêutrons causa forças gravitacionais que são muito mais altas que em um corpo menos compacto com massa similar , resultando em uma estrela da ordem de milhares de vezes menor que uma anã branca.
O limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
Há um limite superior para a massa de um objeto nêutron-degenerado, o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, o qual é análogo ao limite de Chandrasekhar para objetos elétron-degenerados. O limite preciso é desconhecido, como depende das equações de estado da matéria nuclear, para as quais um modelo altamente preciso não é ainda disponível. Acima deste limite, uma estrela de nêutron pode colapsar em um buraco negro, ou em outras densas formas de matéria degenerada (como a matéria quark) se estas formas existem e tem adequadas propriedades (normalmente relacionadas ao grau de compressibilidade, ou "rigidez", descrita pelas equações de estado).
Há um limite superior para a massa de um objeto nêutron-degenerado, o limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, o qual é análogo ao limite de Chandrasekhar para objetos elétron-degenerados. O limite preciso é desconhecido, como depende das equações de estado da matéria nuclear, para as quais um modelo altamente preciso não é ainda disponível. Acima deste limite, uma estrela de nêutron pode colapsar em um buraco negro, ou em outras densas formas de matéria degenerada (como a matéria quark) se estas formas existem e tem adequadas propriedades (normalmente relacionadas ao grau de compressibilidade, ou "rigidez", descrita pelas equações de estado).
Degeneração de Quarks
Em densidades maiores que aquelas suportadas pela degeneração de nêutrons, espera-se que ocorra matéria quark. Algumas variações desta tem sido propostas como representantes dos estados de degeneração de quarks. Matéria estranha é um gás degenerado de quarks que é frequentemente afirmada como contendo quarks estranhos em adição aos usuais quarks up e down. Materiais "supercondutores coloridos" são gases de quarks nos quais pares de quarks organizam-se de uma maneira similar a um par de Cooper em supercondutores elétricos. As equações de estado para as várias formas propostas de matéria quark-degenerada variam grandemente, e são usualmente também pobremente definidas, devido a dificuldade em modelar as interações da força forte.
Matéria quark-degenerada deve ocorrer nos núcleos de estrelas de nêutrons, dependendo das equações de estado da matéria nêutron-degenerada. Ela deve também ocorrer em hipotéticas estrelas de quarks, formadas pelo colapso de objetos acima do limite de massa Tolman-Oppenheimer-Volkoff para objetos nêutron-degenerados. Se matéria quark-degenerada formada em todas estas situações depende das equações de estado tanto de matéria nêutron-degenerada quanto de quark-degenerada, ambas as quais são pobremente conhecidas.
Em densidades maiores que aquelas suportadas pela degeneração de nêutrons, espera-se que ocorra matéria quark. Algumas variações desta tem sido propostas como representantes dos estados de degeneração de quarks. Matéria estranha é um gás degenerado de quarks que é frequentemente afirmada como contendo quarks estranhos em adição aos usuais quarks up e down. Materiais "supercondutores coloridos" são gases de quarks nos quais pares de quarks organizam-se de uma maneira similar a um par de Cooper em supercondutores elétricos. As equações de estado para as várias formas propostas de matéria quark-degenerada variam grandemente, e são usualmente também pobremente definidas, devido a dificuldade em modelar as interações da força forte.
Matéria quark-degenerada deve ocorrer nos núcleos de estrelas de nêutrons, dependendo das equações de estado da matéria nêutron-degenerada. Ela deve também ocorrer em hipotéticas estrelas de quarks, formadas pelo colapso de objetos acima do limite de massa Tolman-Oppenheimer-Volkoff para objetos nêutron-degenerados. Se matéria quark-degenerada formada em todas estas situações depende das equações de estado tanto de matéria nêutron-degenerada quanto de quark-degenerada, ambas as quais são pobremente conhecidas.
Degeneração de Preóns
Préons são partículas subatômicas propostas como sendo constituintes dos quarks, as quais vêm a ser partículas compostas em modelos baseados em préons. Se préons existem, matéria préon-degenerada deve ocorrer em densidades maiores que aquelas que são suportadas por matéria degenerada de quarks. As propriedades da matéria degenerada de préons depende muito fortemente do modelo escolhido para descrever préons, e a existência de préons não é aceita pela maioria da comunidade científica, devido a conflitos entre os modelos de préons originalmente propostos e dados experimentais de aceleradores de partículas.
Estuda-se igualmente, a pionização de matéria degenerada.
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