Ecuaciones de estado, rotación y algunos ... - Web del Profesor
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Introducción SOLUCIONES INTERIORES SOLUCIONES EXTERIORES Comparaciones numéricas Conclusiones<br />
Mo<strong>de</strong>lo <strong>de</strong> estrellas <strong>de</strong> neutrones interiores<br />
Un mo<strong>de</strong>lo <strong>de</strong> estrella <strong>de</strong> neutrones estrellas interior en equilibrio<br />
correspon<strong>de</strong> a:<br />
La solución <strong>de</strong> las ecuaciones <strong>de</strong> Einstein<br />
Gµν = Tµν<br />
para una cierta métrica, generalmente<br />
ds 2 = −e γ+ρ dt 2 + e 2α (dr 2 + r 2 dθ 2 ) + e γ−ρ r 2 sin 2 θ(dϕ − ωdt) 2 ,<br />
don<strong>de</strong> las funciones γ, ρ, α y ω solo <strong>de</strong>pen<strong>de</strong>n <strong>de</strong> r y θ<br />
+<br />
el tensor <strong>de</strong> energía–impulso <strong>de</strong>l fluido perfecto<br />
T µν = (ɛ + P)u µ u ν + Pg µν