ماده تباهیده و کوتولههای سفید
کوتوله سفید هسته سردشونده و به اندازه زمین است که از یک ستاره کم جرم یا با جرم متوسط باقی مانده و نه با گرما بلکه با فشار کوانتومی الکترونهای متراکم حفظ میشود.
Definition
ماده تباهیده، مادهای است که آنقدر فشرده شده که نیروهای طرد کوانتومی حالتهای کمانرژی موجود را پر میکنند و فشاری تقریباً مستقل از دما ایجاد میکنند، و کوتوله سفید یک بقایای ستارهای فشرده است که توسط فشار تباهیدگی الکترونهایش پشتیبانی میشود.
Scope
این موضوع شامل فیزیک ماده تباهیده الکترونی، ساختار کوتولههای سفید که توسط فشار تباهیدگی الکترونی پشتیبانی میشوند، رابطه معکوس جرم-شعاع و حد جرم چاندراسخار، سرد شدن آهسته کوتولههای سفید و استفاده از آن به عنوان یک ساعت کیهانی، و ترکیب و تبلور آنها میشود.
Core questions
- اگر یک کوتوله سفید دیگر سوخت نسوزاند، چه چیزی آن را نگه میدارد؟
- چرا کوتولههای سفید پرجرمتر شعاعهای کوچکتری دارند؟
- حداکثر جرم یک کوتوله سفید چقدر است؟
- کوتولههای سفید چگونه سرد میشوند و چگونه میتوان از این طریق سن آنها را تعیین کرد؟
Key concepts
- تباهیدگی الکترونی
- اصل طرد پائولی
- رابطه جرم-شعاع
- حد چاندراسخار
- سرد شدن کوتوله سفید
- هسته کربن-اکسیژن
- تبلور
Key theories
- فشار تباهیدگی الکترونی
- در چگالیهای کوتوله سفید، الکترونها مجبور به ورود به حالت تباهیده میشوند که در آن اصل طرد پائولی فشاری را فراهم میکند که به چگالی بستگی دارد اما به سختی به دما، و این امکان را میدهد که یک بقایای سرد به طور نامحدود در برابر گرانش مقاومت کند.
- حد جرم چاندراسخار
- با افزایش جرم یک کوتوله سفید، کوچکتر میشود، و هنگامی که الکترونها نسبیتی میشوند، فشار دیگر نمیتواند با گرانش همگام شود؛ بالاتر از حد چاندراسخار حدود ۱.۴ جرم خورشیدی، هیچ کوتوله سفید پایداری وجود ندارد، نتیجهای که برای ابرنواخترهای نوع Ia مرکزی است.
Mechanisms
هنگامی که یک ستاره کم جرم یا با جرم متوسط پوشش خود را از دست میدهد، هسته داغ کربن-اکسیژن آن به عنوان یک کوتوله سفید باقی میماند که در آن الکترونهای متراکم فشار تباهیدگی را فراهم میکنند که گرانش را بدون هیچ منبع گرمایی متعادل میکند. بدون همجوشی، این بقایا به سادگی انرژی حرارتی ذخیره شده خود را تابش کرده و طی میلیاردها سال سرد میشود و در نهایت متبلور میگردد.
Clinical relevance
کوتولههای سفید رایجترین بقایای ستارهای و یک ساعت کیهانی کلیدی هستند: سن سرد شدن آنها جمعیتهای ستارهای را تاریخگذاری میکند، حد چاندراسخار بر ابرنواخترهای نوع Ia که به عنوان شمعهای استاندارد برای کیهانشناسی استفاده میشوند، حاکم است، و فیزیک آنها اولین اثبات را ارائه داد که تباهیدگی کوانتومی از ستارگان پشتیبانی میکند.
History
فاولر در سال ۱۹۲۶ آمار کوانتومی جدید را در مورد کوتولههای سفید به کار برد، چاندراسخار در سال ۱۹۳۱ با وجود مقاومت ادینگتون، جرم حدی را استخراج کرد، و مستل در دهه ۱۹۵۰ نظریه سرد شدن کوتوله سفید را توسعه داد که اساس استفاده از آنها به عنوان زمانسنجهای کیهانی است.
Key figures
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- Ralph Fowler
- Arthur Eddington
- Leon Mestel
Related topics
Seminal works
- chandrasekhar1931
- shapiro1983
Frequently asked questions
- چرا یک کوتوله سفید فرو نمیپاشد، حتی اگر سوخت نسوزاند؟
- پشتیبانی آن از فشار تباهیدگی الکترونی ناشی میشود، یک اثر کوانتومی که نیازی به گرما ندارد؛ حتی با سرد شدن کوتوله سفید به سمت دمای صفر، این فشار باقی میماند و همچنان آن را در برابر گرانش نگه میدارد.
- چرا برای کوتولههای سفید حداکثر جرمی وجود دارد؟
- افزودن جرم باعث میشود یک کوتوله سفید چگالتر و کوچکتر شود و الکترونهای آن را مجبور به حرکت نزدیک به سرعت نور میکند؛ الکترونهای نسبیتی برای یک فشردهسازی معین فشار کمتری ایجاد میکنند، بنابراین بالاتر از حدود ۱.۴ جرم خورشیدی، گرانش بر پشتیبانی غلبه میکند و ستاره نمیتواند یک کوتوله سفید پایدار باقی بماند.