Gibt es einen Punkt, an dem sich die Elektronen in der Entartung nicht schneller bewegen können?

Es gibt unendlich viele höhere kinetische Energiezustände, die die gequetschten Elektronen einnehmen können. Ihre Geschwindigkeiten tendieren asymptotisch dazu$c$, aber in der Relativitätstheorie ist die kinetische Energie$(\gamma -1)mc^2$, Wo$\gamma = (1 -v^2/c^2)^{-1/2}$, und hat keine Obergrenze.

Daher gibt es keinen maximalen Elektronenentartungsdruck, wenn wir ein ideales Gas aus nicht wechselwirkenden Fermionen betrachten.

Es ist möglich, dass Sie durch einige Erklärungen der Chandrasekhar-Grenze verwirrt sind. Für den idealen Entartungsdruck und die Newtonsche Schwerkraft tritt die Grenze auf, wenn ein unendlicher zentraler Druck erforderlich ist, um den Stern zu tragen, was erfordert, dass die Elektronen unendliche kinetische Energie haben – dh sie hätten alle Geschwindigkeiten von$\sim c$.

In der Praxis tritt die echte Chandrasekhar-Grenze bei einer endlichen Dichte und einer etwas geringeren Masse auf. Dies liegt entweder daran, dass (a) die allgemeine Relativitätstheorie die kinetische Energie der Elektronen auf der rechten Seite der hydrostatischen Gleichgewichtsgleichung enthält, was eine Instabilität bei endlicher Dichte verursacht; (b) die im Weißen Zwerg vorhandenen Kerne beginnen mit dem Einfangen der Elektronen, wenn ihre Energie hoch genug ist, um einen inversen Beta-Zerfall zu verursachen , der den Stern destabilisiert; (c) Kernreaktionen finden zwischen dicht gepackten Kernen statt und lösen eine Supernova aus; (d) eine Kombination des Obigen – alle von (a), (b) und (c) treten bei ziemlich ähnlichen Dichten von auf$\sim 4 \times 10^{13}$kg/m$^3$in einem typischen weißen C/O-Zwerg, der eine Masse von ungefähr hätte$1.38M_\odot$.

Um Ihre spezielle Frage zu beantworten: Was passiert, wenn Sie einem Weißen Zwerg mit einer zentralen Dichte knapp unter einem der oben genannten Schwellenwerte mehr Masse hinzufügen? Ich denke, es gibt im Wesentlichen zwei Möglichkeiten. Einer ist, dass Kernreaktionen gezündet werden, entweder im Kern oder weiter draußen in einer Heliumhülle; Das Fusionsbrennen breitet sich schnell im ganzen Stern aus und es wird genug Energie freigesetzt, um den Stern zu lösen und ihn als Typ-Ia-Supernova zu explodieren. Eine zweite Möglichkeit ist, dass ein Kollaps eintritt („akkretionsinduzierter Kollaps“), die zunehmende Dichte und Elektronenenergie einen schnellen inversen Beta-Zerfall verursachen und der Kollaps erst gestoppt wird, wenn sich die Kerne in ein Meer von Nukleonen (meist Neutronen) auflösen und ein starke (Kraft-)Abstoßungswechselwirkung unterstützt das Objekt als neugeborenen Neutronenstern.