Presión de degeneración en astrofísica

Abstract

En este trabajo se hace un análisis del equilibrio y la evolución de las estrellas hasta sus etapas finales. Se comienza con un estudio del equilibrio hidrostático con las ecuaciones que determinan la estructura estelar (ecuaciones de temperatura, presión, densidad y masa en función del radio), y se muestra el balance entre la presión gravitacional y la presión interna que permite a las estrellas mantener su estructura. Se detallan las reacciones nucleares básicas que mantienen una estrella frente a la gravedad. A continuación, haciendo uso del diagrama Hertzsprung-Russell, se analizan las etapas de la evolución estelar, detallando cómo las estrellas progresan desde su nacimiento, su fase en la secuencia principal y, por último, en sus estados finales, incluyendo enanas blancas, estrellas de neutrones o agujeros negros. Finalmente se aborda el tema de colapso estelar, explicando el papel de la presión de degeneración, y se muestra cómo esta presión impide un colapso gravitacional en las enanas blancas. Con esto se deriva el límite de Chandrasekhar, esencial en astrofísica, que es la masa máxima (aproximadamente 1.4 veces la del Sol) que una enana blanca puede tener antes de colapsar en una estrella de neutrones o un agujero negro.

This work presents an analysis of the equilibrium and evolution of stars up to their final stages. It begins with the study of hydrostatic equilibrium, detailing the equations that determine the stellar structure (temperature, pressure, density, and mass equations as functions of radius) and the balance between gravitational pressure and internal pressure that allow stars to maintain their structure. The basic nuclear reactions that sustain a star against gravity are also discussed. Using the HertzsprungRussell diagram, the stages of stellar evolution are analyzed, detailing how stars progress from their birth, through their main sequence phase, and finally to their end states, including white dwarfs, neutron stars, or black holes. The topic of stellar collapse is then addressed, explaining the role of degeneracy pressure and how this pressure prevents gravitational collapse in white dwarfs. With this, the Chandrasekhar limit is derived, essential in astrophysics. This limit represents the maximum mass (approximately 1.4 times the mass of the Sun) that a white dwarf can have before collapsing into a neutron star or a black hole.