Solución de la estructura de estrellas compactas utilizando correcciones relativistas

Abstract

Las estrellas se forman en nubes de gas y polvo con una distribución no uniforme de materia. Las estrellas compactas, como las enanas blancas y estrellas de neutrones, están más allá de la fase de tener procesos de fusión en su interior. La presión que resiste la contraccioón gravitatoria viene del principio de exclusión de Pauli. Debido a esto, podemos usar las ecuaciones de estado del gas de Fermi para electrones y neutrones para las enanas blancas y estrellas de neutrones, respectivamente. Las estrellas compactas pueden ser aproximadas a una temperatura T = 0. En realidad no es cero, pero es una buena aproximación, porque la energía del nivel de energía más alto ocupado es de una magnitud mucho mayor que la energía térmica. De ahí que los fermiones estaán en el estado fundamental del sistema de muchas partículas. La densidad es entonces de la forma ρ = f(p), donde f(p) es una función arbitraria de la presiòn. usamos 2 modelos diferentes: ρ es una constante ρ es un politropo Una propiedad definida de estrellas compactas es su gran densidad. Las enanas blancas tienen densidades del orden de ρ ∼ 1010kg/m3 mientras que las estrellas de neutrones tienen ρ ∼ 1018kg/m3. La densidad de estrellas de neutrones demandan el uso de la relatividad general. Debido a esto calculamos el radio y la masa usando las ecuaciones de TOV las cuales incorporan la relatividad general. Las medidas realizadas por la sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe indica que el universo consiste aproximadamente del 4% de materia ordinaria, 23% de materia oscura y el 73% de energía oscura. La teoría principal para la energía oscura xii es una constante cosmológica, una densidad de vacío homogénea en todo el universo. Esta teoría se puede incorporar a las ecuaciones de TOV. Hemos resuelto esta forma de las ecuaciones de TOV tanto analítica (ρ constante) y numéricamente (ρ politro´pico).