Phần còn lại của sao
Mọi ngôi sao đều kết thúc dưới dạng một trong ba tàn dư đặc, một sao lùn trắng, một sao neutron hoặc một lỗ đen, với kết quả được xác định chủ yếu bởi khối lượng và dạng áp suất, nếu có, vẫn có thể chống lại lực hấp dẫn.
Definition
Phần còn lại của sao là các vật thể đặc, sao lùn trắng, sao neutron và lỗ đen, còn lại sau khi một ngôi sao ngừng đốt cháy hạt nhân và loại bỏ hoặc sụp đổ các lớp bên ngoài của nó.
Scope
Lĩnh vực này bao gồm các trạng thái cuối đặc được hình thành khi các ngôi sao cạn kiệt nhiên liệu hạt nhân của chúng: các sao lùn trắng được hỗ trợ bởi áp suất suy biến electron, các sao neutron được hỗ trợ bởi suy biến neutron và lực mạnh, và các lỗ đen nơi không có áp suất nào ngăn chặn sự sụp đổ, cùng với các siêu tân tinh sụp đổ lõi và nhiệt hạch tạo ra hoặc đi kèm với chúng.
Sub-topics
Core questions
- Điều gì quyết định tàn dư mà một ngôi sao để lại?
- Vật chất suy biến có thể hỗ trợ một ngôi sao chống lại lực hấp dẫn như thế nào?
- Tại sao các tàn dư có khối lượng tối đa?
- Các tàn dư được hình thành và tiết lộ bởi siêu tân tinh như thế nào?
Key concepts
- sao lùn trắng
- sao neutron
- lỗ đen
- áp suất suy biến
- giới hạn Chandrasekhar
- vật thể đặc
- siêu tân tinh
Key theories
- Áp suất suy biến và khối lượng giới hạn
- Áp suất suy biến lượng tử của electron hỗ trợ các sao lùn trắng lên đến giới hạn Chandrasekhar, và suy biến neutron với lực mạnh hỗ trợ các sao neutron lên đến một giới hạn cùng bậc độ lớn tương tự; vượt quá các khối lượng này, không có áp suất nào được biết có thể ngăn chặn sự sụp đổ thành một lỗ đen.
- Các trạng thái cuối phụ thuộc khối lượng
- Các ngôi sao có khối lượng thấp và trung bình kết thúc dưới dạng sao lùn trắng sau khi đẩy tinh vân hành tinh, các ngôi sao lớn hơn sụp đổ thành sao neutron trong siêu tân tinh, và các ngôi sao lớn nhất sụp đổ thành lỗ đen, do đó khối lượng ban đầu của một ngôi sao phần lớn quyết định tàn dư của nó.
Mechanisms
Khi quá trình đốt cháy hạt nhân kết thúc, lõi sao co lại cho đến khi áp suất suy biến lượng tử ngăn chặn nó, để lại một sao lùn trắng hoặc sao neutron, hoặc, nếu lõi quá lớn để bất kỳ áp suất nào có thể hỗ trợ, lực hấp dẫn thắng thế và lõi sụp đổ thành một lỗ đen. Các lớp xung quanh bị đẩy ra trong một tinh vân hành tinh hoặc một siêu tân tinh phân tán vật chất đã qua xử lý và có thể để lại một tàn dư có thể nhìn thấy.
Clinical relevance
Phần còn lại của sao là phòng thí nghiệm cho vật lý ở mật độ, trọng lực và từ trường cực lớn; các vụ nổ sao lùn trắng đóng vai trò là nến chuẩn vũ trụ, các sao neutron và lỗ đen cung cấp năng lượng cho một số hiện tượng năng lượng cao nhất được biết đến, và sự hợp nhất của chúng là nguồn chính của sóng hấp dẫn được phát hiện.
History
Chandrasekhar đã rút ra khối lượng sao lùn trắng tối đa vào năm 1931, Baade và Zwicky đề xuất các sao neutron hình thành trong siêu tân tinh vào năm 1934, Oppenheimer và Volkoff đã tính toán giới hạn sao neutron vào năm 1939, và việc phát hiện ra các pulsar vào năm 1967 và sóng hấp dẫn từ các lỗ đen hợp nhất vào năm 2015 đã xác nhận sự tồn tại của các tàn dư này.
Key figures
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- J. Robert Oppenheimer
- Fritz Zwicky
- Jocelyn Bell Burnell
Related topics
Seminal works
- shapiro1983
- chandrasekhar1931
Frequently asked questions
- Điều gì quyết định một ngôi sao trở thành sao lùn trắng, sao neutron hay lỗ đen?
- Chủ yếu là khối lượng của ngôi sao, và cụ thể là lõi cuối cùng của nó: các ngôi sao khối lượng thấp để lại sao lùn trắng, các ngôi sao lớn hơn để lại sao neutron, và các ngôi sao lớn nhất để lại lỗ đen, bởi vì các lõi nặng hơn sẽ vượt qua các dạng hỗ trợ áp suất mạnh hơn liên tiếp.
- Áp suất suy biến là gì?
- Đó là một áp suất cơ học lượng tử phát sinh vì các hạt giống hệt nhau như electron hoặc neutron không thể chiếm cùng một trạng thái; nó không phụ thuộc vào nhiệt độ và có thể hỗ trợ một tàn dư chống lại lực hấp dẫn ngay cả sau khi nó đã nguội đi.