Was unterstützt Neutronensterne wirklich?

Wenn jemand "Entartungsdruck" sagt, würde ich annehmen, dass er den idealen Entartungsdruck meint, der in einem Gas nicht wechselwirkender Fermionen zu spüren ist, einfach aufgrund ihrer kinetischen Energie ungleich Null.

Der Ausdruck für Entartungsdruck (z. B. für nichtrelativistische Fermionen)

$$P = \frac{h^{2}}{20m}\left(\frac{3}{\pi}\right)^{2/3}\, n^{5/3}\ ,$$ Wo$n$ist die Anzahldichte von Masseteilchen$m$, enthält keine Ladungen, Baryonenzahlen oder Wechselwirkungskonstanten, die mit irgendeiner Art von Kraft verbunden sind. Es ist ein rein quantenmechanischer Effekt, der erfordert, dass dicht gepackte Fermionen einen Impuls ungleich Null haben. Die einzige tatsächlich beteiligte Kraft ist die Schwerkraft, die das Potential liefert, das die Fermionen einschließt und die Impulszustände quantisiert.

Es ist eine faire Aussage zu sagen, dass Weiße Zwerge "durch Elektronenentartungsdruck unterstützt" werden. Das liegt daran, dass die Coulomb-Wechselwirkungen zwischen den Elektronen und den Kernen, die in jeder richtigen Behandlung eines Weißen Zwergs enthalten sind , eine sehr kleine Störung (die den Druck nur um wenige Prozent verringert) für die Zustandsgleichung sind

Ein Neutronenstern, oder zumindest alle bisher in der Natur gefundenen Neutronensterne, können jedoch nicht durch den Neutronenentartungsdruck (NDP) gestützt werden, und die Wechselwirkungsterme zwischen den Nukleonen dominieren die Zustandsgleichung vollständig.

Einer der ersten Artikel, der die Möglichkeit von Neutronensternen diskutierte, von Oppenheimer & Volkoff (1939) , zeigte, dass ein ideales NDP nur eine stabile Neutronenkugel mit bis zu 0,75 Sonnenmassen unterstützen kann. dh die "Chandrasekhar-Grenze" (aber unter Verwendung der Allgemeinen Relativitätstheorie) ist nur mit NDP verbunden$0.75 M_\odot$; und alle gemessenen Neutronensterne sind massereicher als dieser.

Um massereichere Neutronensterne zu unterstützen oder den Kernkollaps in einer Supernova zu stoppen, sind Wechselwirkungen zwischen den Neutronen erforderlich, oder die Neutronen verwandeln sich in etwas anderes wie ein Quark-Gluon-Plasma. Diese Wechselwirkung kann durch die starke Kernkraft bereitgestellt werden, die (weit gefasst) über Bereiche von anziehend ist$1-2 \times 10^{-15}$m, aber stark abstoßend, wenn Sie versuchen, Nukleonen näher zusammenzudrücken. Die Einzelheiten dieser Wechselwirkung in einem Neutronenstern sind aufgrund der relativistischen Vielteilchennatur des Problems und der Tatsache, dass die Kernmaterie hoch "asymmetrisch" ist, in dem Sinne, dass nur 1 Proton auf 100 Neutronen kommt, noch ungewiss.

Die obige Terminologie und der Sprachgebrauch stimmen vollständig mit den Aussagen der führenden Forscher auf dem Gebiet der Neutronenstern- und Kernkollapsphysik überein. z.B

Lattimer & Prakash (2001) in "Neutron Star Structure and the Equation of State":

der Druck nahe der Sättigungsdichte wird hauptsächlich durch die Isospin-Eigenschaften der Nukleon-Nukleon-Wechselwirkung bestimmt, insbesondere wie sie sich in der Dichteabhängigkeit der Symmetrieenergie Sv(n) widerspiegelt.

Woosley & Janka (2005) in "The Physics of Core-Collapse Supernovae":

Schließlich stoppt die abstoßende Komponente der kurzreichweitigen Kernkraft den Kollaps des inneren Kerns, wenn die Dichte fast doppelt so hoch ist wie die des Atomkerns oder 4–5 × 1014 g cm−3.

Özel et al. (2016) in "Die Zustandsgleichung für dichte Materie aus Neutronensternradius- und Massenmessungen":

Unser Verständnis der Zustandsgleichung in der Nähe der Kernsättigungsdichte basiert fest auf Nukleon-Nukleon-Streuexperimenten unterhalb von 350 MeV und auf den Eigenschaften leichter Kerne. Ein Ansatz, der diese Daten am direktesten nutzt, basiert darauf, die Wechselwirkungen zwischen Partikeln über statische Zwei- und Dreikörperpotentiale bei dieser Dichte zu beschreiben...

Usw...