As estrelas de nêutrons têm um limite superior de massa devido a vários fatores relacionados à sua estrutura e estabilidade:
1. Pressão de degeneração de nêutrons:As estrelas de nêutrons são apoiadas contra o colapso gravitacional pela pressão de degeneração de nêutrons. Esta pressão surge do princípio de exclusão de Pauli, que impede que os nêutrons ocupem o mesmo estado quântico. À medida que a massa da estrela de nêutrons aumenta, a pressão de degeneração de nêutrons torna-se menos eficaz na resistência ao colapso gravitacional.
2. Efeitos da relatividade geral:À medida que a massa de uma estrela de nêutrons aumenta, os efeitos da relatividade geral tornam-se mais significativos. Esses efeitos, como a dilatação do tempo gravitacional e o arrastamento do quadro, alteram a estrutura e a estabilidade da estrela. Com uma massa suficientemente elevada, os efeitos relativísticos gerais podem fazer com que a estrela de nêutrons se torne instável e entre em colapso sob a sua gravidade.
3. Massa de Chandrasekhar:A massa de Chandrasekhar é a massa máxima que uma anã branca pode suportar contra o colapso gravitacional através da pressão de degeneração de elétrons. Quando uma anã branca ultrapassa essa massa, ela sofre um colapso gravitacional e forma uma estrela de nêutrons. A massa de Chandrasekhar é cerca de 1,4 vezes a massa do nosso Sol.
4. Massa máxima das estrelas de nêutrons:Cálculos e observações teóricas sugerem que existe um limite superior para a massa das estrelas de nêutrons. Este limite superior de massa é estimado em cerca de 2 a 3 vezes a massa do nosso Sol. Acredita-se que estrelas de nêutrons que excedem essa massa entrem em colapso em buracos negros devido às forças gravitacionais esmagadoras.
O valor exato do limite superior de massa para estrelas de nêutrons ainda é objeto de pesquisa e debate na astrofísica. As observações de estrelas de neutrões e os modelos teóricos ajudam a refinar a nossa compreensão da sua estrutura e estabilidade, fornecendo informações sobre a natureza destes objetos fascinantes e os limites impostos pelas leis fundamentais da física.
