Vật chất suy biến và Sao lùn trắng

Sao lùn trắng là lõi nguội lạnh, có kích thước bằng Trái Đất còn sót lại của một ngôi sao có khối lượng thấp hoặc trung bình, được duy trì không phải bằng nhiệt mà bằng áp suất lượng tử của các electron được đóng gói dày đặc.

Definition

Vật chất suy biến là vật chất bị nén đến mức các lực loại trừ lượng tử lấp đầy các trạng thái năng lượng thấp có sẵn và tạo ra một áp suất gần như độc lập với nhiệt độ, và sao lùn trắng là một tàn dư sao đặc được hỗ trợ bởi áp suất suy biến của các electron của nó.

Scope

Chủ đề này bao gồm vật lý của vật chất suy biến electron, cấu trúc của sao lùn trắng được hỗ trợ bởi áp suất suy biến electron, mối quan hệ khối lượng-bán kính nghịch đảo và giới hạn khối lượng Chandrasekhar, sự nguội lạnh chậm của sao lùn trắng và việc sử dụng nó như một đồng hồ thời gian, cũng như thành phần và sự kết tinh của chúng.

Core questions

• Điều gì giữ một sao lùn trắng nếu nó không còn đốt cháy nhiên liệu?
• Tại sao các sao lùn trắng có khối lượng lớn hơn lại có bán kính nhỏ hơn?
• Khối lượng tối đa của một sao lùn trắng là bao nhiêu?
• Sao lùn trắng nguội đi như thế nào và điều này có thể xác định niên đại của chúng như thế nào?

Key concepts

• suy biến electron
• nguyên lý loại trừ Pauli
• mối quan hệ khối lượng-bán kính
• giới hạn Chandrasekhar
• sự nguội lạnh của sao lùn trắng
• lõi carbon-oxy
• kết tinh

Key theories

Áp suất suy biến electron

Ở mật độ của sao lùn trắng, các electron bị buộc vào trạng thái suy biến, trong đó nguyên lý loại trừ Pauli tạo ra một áp suất phụ thuộc vào mật độ nhưng hầu như không phụ thuộc vào nhiệt độ, cho phép một tàn dư lạnh chống lại trọng lực vô thời hạn.

Giới hạn khối lượng Chandrasekhar

Khi một sao lùn trắng tăng khối lượng, nó co lại, và khi các electron trở nên tương đối tính, áp suất không còn có thể theo kịp trọng lực; trên giới hạn Chandrasekhar khoảng 1,4 khối lượng mặt trời, không có sao lùn trắng ổn định nào tồn tại, một kết quả trung tâm đối với các siêu tân tinh loại Ia.

Mechanisms

Khi một ngôi sao có khối lượng thấp hoặc trung bình loại bỏ lớp vỏ của nó, lõi carbon-oxy nóng của nó vẫn còn lại dưới dạng một sao lùn trắng, trong đó các electron được đóng gói dày đặc tạo ra áp suất suy biến cân bằng trọng lực mà không cần bất kỳ nguồn nhiệt nào. Không có phản ứng tổng hợp, tàn dư này chỉ đơn giản là bức xạ năng lượng nhiệt tích trữ của nó và nguội đi trong hàng tỷ năm, cuối cùng kết tinh.

Clinical relevance

Sao lùn trắng là tàn dư sao phổ biến nhất và là một đồng hồ vũ trụ quan trọng: tuổi nguội lạnh của chúng xác định niên đại của các quần thể sao, giới hạn Chandrasekhar chi phối các siêu tân tinh loại Ia được sử dụng làm nến chuẩn hóa cho vũ trụ học, và vật lý của chúng đã cung cấp bằng chứng đầu tiên cho thấy sự suy biến lượng tử hỗ trợ các ngôi sao.

History

Fowler đã áp dụng thống kê lượng tử mới vào các sao lùn trắng vào năm 1926, Chandrasekhar đã suy ra khối lượng giới hạn vào năm 1931 bất chấp sự phản đối của Eddington, và Mestel đã phát triển lý thuyết về sự nguội lạnh của sao lùn trắng vào những năm 1950, làm nền tảng cho việc sử dụng chúng như các đồng hồ đo thời gian vũ trụ.

Key figures

• Subrahmanyan Chandrasekhar
• Ralph Fowler
• Arthur Eddington
• Leon Mestel

Seminal works

• chandrasekhar1931
• shapiro1983

Frequently asked questions

Tại sao một sao lùn trắng không sụp đổ mặc dù nó không đốt cháy nhiên liệu?

Sự hỗ trợ của nó đến từ áp suất suy biến electron, một hiệu ứng lượng tử không yêu cầu nhiệt; ngay cả khi sao lùn trắng nguội dần về nhiệt độ không, áp suất này vẫn tồn tại và tiếp tục giữ nó chống lại trọng lực.

Tại sao có một khối lượng tối đa cho các sao lùn trắng?

Việc thêm khối lượng làm cho một sao lùn trắng đặc hơn và nhỏ hơn, buộc các electron của nó di chuyển gần tốc độ ánh sáng; các electron tương đối tính tạo ra ít áp suất hơn cho một độ nén nhất định, vì vậy trên khoảng 1,4 khối lượng mặt trời, trọng lực áp đảo sự hỗ trợ và ngôi sao không thể duy trì là một sao lùn trắng ổn định.