Wenn der Stern aufhört zu brennen, weil sich in seinem Kern schwerere Elemente wie Eisen bilden. Dann hört der Gasdruck auf, und wie Sie wissen, hilft der Gasdruck, einen Stern im Gleichgewicht zu halten, weil er Druck gegen die Schwerkraft erzeugt. Eisen gibt also keine Energie ab. Was also hält den Stern davon ab, zusammenzubrechen?
Wenn also der Kern aufgrund der Schwerkraft beginnt, dichter zu werden, hört er aufgrund des Ausschlussprinzips von Pauli auf, dichter zu werden. Fermionen (eine Klasse von Teilchen, die Protonen, Neutronen und Elektronen umfasst) des gleichen Typs gehorchen dem Pauli-Ausschlussprinzip. Laienhaft ausgedrückt besagt es, dass solche Teilchen nicht dasselbe kleine Raumvolumen einnehmen können.
Wenn Sie also versuchen, sie in ein kleines Raumvolumen zu zwingen, "drücken sie zurück". Dieses „Schieben“ erzeugt einen Druck, der als „Entartungsdruck“ bezeichnet wird und der verhindert, dass Weiße Zwerge in Schwarze Löcher kollabieren.
Bedeutet das also, dass dieselben Fermionen wie Elektronen nicht dieselbe Unterschale besetzen können? Bedeutet der gleiche Quantenzustand, dass die Fermionen nicht auf dem gleichen Subenergieniveau sein können? Definieren Sie in Laienbegriffen den Quantenzustand? Wie unterscheidet es sich von Sub-Shell?
Ich habe auch gelesen, dass der Stern aufgrund quantenmechanischer Effekte nicht in ein Schwarzes Loch kollabiert. Ist der Entartungsdruck also der sogenannte quantenmechanische Effekt?
Dein erster Absatz ist nicht ganz richtig. Der Gasdruck "stoppt" nicht bei der Bildung eines Eisenkerns, es ist lediglich so, dass der Stern keine weitere Wärme aus Kernreaktionen erzeugen kann und instabil wird, um zu kollabieren. dh Der Stern kollabiert ! Vielleicht meinst du, was den Kollaps (manchmal) stoppt, bevor der Stern in seinem eigenen Ereignishorizont verschwindet und zu einem schwarzen Loch wird? Die Antwort ist der Entartungsdruck von Neutronen, die (endotherm) bei Elektroneneinfangereignissen gebildet werden, wenn der Stern kollabiert, und auch die abstoßende (starke nukleare) Kraft zwischen Neutronen in sehr dichten Nukleonengasen mit einem kleinen Anteil an Protonen.
Die Analogie von gefüllten "Muscheln" ist nicht schlecht. In der Quantenmechanik stellen wir fest, dass es eine endliche Anzahl möglicher Quantenzustände pro Impulseinheit pro Volumeneinheit gibt (oft als „Phasenraum“ bezeichnet). In einem "normalen" Gas wird die Besetzung dieser Quantenzustände durch die Maxwell-Boltzmann-Statistik geregelt - entsprechend werden immer weniger dieser Zustände besetzt .
In einem Fermi-Gas bei sehr hoher Dichte oder sehr niedriger Temperatur erreichen wir eine Situation, in der das Pauli-Ausschlussprinzip die Besetzung dieser Zustände auf 2 Teilchen pro Energie-/Impulszustand begrenzt (eines für jeden Spin); Teilchen, die andernfalls sehr niedrige Energiezustände eingenommen hätten, werden gezwungen, Zustände mit höherer Energie und höherem Impuls einzunehmen. In einem „völlig entarteten“ Gas, das in guter Näherung für die Elektronen in einem Weißen Zwergstern oder die Neutronen in einem Neutronenstern (hier der relevante Fall) ist, sind alle Energiezustände bis zur sogenannten Fermi-Energie aufgefüllt Nullbesetzung bei noch höheren Energien.
Druck wird durch Teilchen mit Impuls verursacht (dies ist nur eine grundlegende kinetische Theorie). Die große Anzahl von Fermionen mit einem von Null verschiedenen (in einigen Fällen sogar relativistischen) Impuls ist der Grund dafür, dass ein entartetes Gas einen Druck ausübt, selbst wenn seine Temperatur auf nahe Null reduziert wird. Sobald sich ein Fermionengas der vollständigen Entartung nähert, hat eine Temperaturänderung fast keine Auswirkung auf seinen Druck.
Ein Punkt, den ich in Ihrer Frage in Frage stellen werde, ist die Aussage, dass "solche Teilchen nicht dasselbe kleine Raumvolumen einnehmen können". Tatsächlich liegt die Beschränkung auf der Besetzung des Phasenraums. In einem Neutronenstern berühren sich die Neutronen fast mit Abständen von M. Sie können viele Teilchen in ein kleines Volumen stopfen, aber nur auf Kosten eines großen Impulses. Wenn Sie möchten, ist dies eine 3D-Version der Unschärferelation:
Wenn es darum geht, den Kernkollaps eines massereichen Sterns aufzuhalten und den daraus resultierenden Neutronenstern zu unterstützen, ist der Entartungsdruck nicht alles. Wie ich oben erwähnt habe, ist die Trennung zwischen Neutronen von Ordnung m, das ist die ungefähre Reichweite der starken Kernkraft. Dies ist kein Zufall. Der Entartungsdruck allein reicht nicht aus, um den Kollaps zu stoppen oder einen Neutronenstern mit einer Masse von mehr als 0,7 zu unterstützen - die sogenannte Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze. Da die Kernmaterie stark asymmetrisch ist (viel mehr Neutronen als Protonen), gibt es eine insgesamt starke abstoßende Kernkraft oberhalb von Dichten von etwa kg/m das ist auch sehr wichtig, um den Kollaps zu stoppen und massereichere Neutronensterne zu unterstützen.
Kyle Kanos
John Rennie