الفلك

هل النجوم القزمة البيضاء مدعومة بانحلال البروتون أيضًا؟

هل النجوم القزمة البيضاء مدعومة بانحلال البروتون أيضًا؟

بشكل عام ، تشكل الفرميونات غازًا متحللًا تحت كثافة عالية أو درجة حرارة منخفضة للغاية. من الواضح أن النجوم القزمة البيضاء مدعومة بضغط تنكس الإلكترون. ومع ذلك ، لا يزال هناك عدد كبير من البروتونات في القزم الأبيض. في ظل هذه الكثافات العالية ، هل تشكل البروتونات غازًا متحللًا؟

بالإضافة إلى ذلك ، هل الأقزام البيضاء مدعومة بضغط انحلال البروتون بقدر ما هي مدعومة بضغط تنكس الإلكترون؟


صراحة لا.

كبداية ، لا توجد بروتونات حرة تقريبًا داخل قزم أبيض. يتم حبسهم جميعًا بأمان في نوى نوى الكربون والأكسجين (وهي بوزونية). يوجد عدد قليل من البروتونات بالقرب من السطح ، ولكن ليس بأعداد كافية لتتحلل.

لنفترض أنك تمكنت من بناء قزم هيدروجين أبيض يحتوي على أعداد متساوية من البروتونات والإلكترونات الحرة.

يتم تحديد الكثافة التي تتدهور عندها الإلكترونات من خلال شرط أن تتجاوز طاقة Fermi (الحركية) الخاصة بها $ kT $. يتم الحصول على طاقة فيرمي من خلال $$ E_F = frac {p_F ^ {2}} {2m} = left ( frac {3} {8 pi} right) ^ {2/3} n ^ {2 / 3} left ( frac {h ^ 2} {2m} right) ، $$ حيث $ n $ هو كثافة العدد (والتي ستكون هي نفسها للبروتونات والإلكترونات) ، لكن $ m $ هي كتلة a البروتون أو الإلكترون ، والذي يختلف بمعامل 1800.

وبالتالي ، بالنسبة لدرجة حرارة قزم أبيض معينة ، تصبح الإلكترونات متدهورة عند كثافات العدد بعامل $ (m_p / m_e) ^ {3/2} = 78600 دولارًا أقل من البروتونات.

حتى لو قمنا بضغط قزم هيدروجين أبيض افتراضي إلى النقطة التي تتحلل فيها البروتونات أيضًا (وهي درجة حرارة داخلية نموذجية للقزم الأبيض تبلغ 10 ^ {7} دولارًا كلفن ، فستحتاج إلى كثافات جماعية تزيد بشكل كبير عن 10 ^ {12) } $ kg / m $ ^ {3} $) ، سيتم إعطاء ضغوط الانحطاط (المثالية) من خلال $$ P = frac {h ^ 2} {20m} left ( frac {3} { pi} right) ^ {2/3} n ^ {5/3} $$ وهكذا نرى على الفور أن ضغط الانحلال الناتج عن البروتونات سيكون $ sim 1800 $ مرة أقل من ذلك بسبب نفس كثافة عدد الإلكترونات.

إذا دفعنا إلى كثافة أعلى ، فسيصبح كل من البروتونات والإلكترونات نسبيًا تتدهور. في هذه الحالة يصبح الضغط مستقلة عن كتلة الجسيمات. ومع ذلك ، فإن طاقات Fermi للجسيمات ستكون الآن عالية بما يكفي ($> 1 $ GeV!) لمنع تحلل بيتا وتحريض النيوترونات. تبدأ البروتونات والإلكترونات في الاندماج لتكوين نيوترونات ويتشكل سائل n ، p ، e حيث يفوق عدد النيوترونات عدد البروتونات والإلكترونات. هذا في الواقع يمنع البروتونات من أن تصبح نسبية ، حتى في كثافات النجوم النيوترونية ، ومساهمات الإلكترونات في الضغط هي دائما أوامر من حيث الحجم أعلى من البروتونات.

أ التلويح باليد طريقة فهم هذا هو أن ضغط الانحلال يعتمد على منتج من زخم وسرعة الجسيمات. في المقابل ، يعتمد زخم الفرميونات على مقدار ضغطها من خلال مبدأ عدم اليقين. بالنسبة لكثافة عدد جسيمات معينة ، يكون الفصل $ Delta x $ هو نفسه بالنسبة للبروتونات والإلكترونات ، وبالتالي فإن مبدأ عدم اليقين ينص على أن $ Delta p sim hbar / Delta x $ للزخم هو نفسه أيضًا. هذه طريقة أخرى للقول أن زخم فيرمي يعمل ليس تعتمد على كتلة الفرميون ؛ ومع ذلك ، بالنسبة لزخم فيرميون معين ، من الواضح أن السرعة تفعل ذلك! لذلك يجب أن يكون ضغط الانحلال أقل بنسبة كتلة الفرميونات تقريبًا


إن انحلال البروتون ليس مهمًا ، لأن تأثيره أصغر بكثير - مثل الكثير من الجسيمات النووية من الناحية النظرية تمليه الجاذبية أيضًا ، لكن القوى الكهرومغناطيسية والنووية هي المهيمنة ، لأنها أقوى بكثير. يعد انحلال البروتون أضعف من تنكس الإلكترون بسبب الكتلة الأكبر بكثير للبروتون مقارنة بالإلكترون. تشرح مقالة ويكيبيديا حول المادة المنحطة هذا الأمر جيدًا ؛

نظرًا لأن البروتونات أكبر بكثير من الإلكترونات ، فإن نفس الزخم يمثل سرعة أقل بكثير للبروتونات من سرعة الإلكترونات. نتيجة لذلك ، في المادة التي تحتوي على أعداد متساوية تقريبًا من البروتونات والإلكترونات ، يكون ضغط انحلال البروتون أصغر بكثير من ضغط تنكس الإلكترون ، وعادة ما يتم تصميم انحطاط البروتون كتصحيح لمعادلات حالة المادة المنحلة بالإلكترون.


لماذا لا يوجد ضغط انحلال البروتون؟

نعم ، من الناحية النظرية. لكن من الناحية العملية ، لا يتم ملاحظتها أبدًا ، لأنه ، كما قالNugatory ، في الكثافات حيث تصبح مهمة ، تُجبر البروتونات والإلكترونات معًا على تكوين نيوترونات.

بعبارة أخرى ، من الناحية النظرية ، إذا كان بإمكانك تجميع ، على سبيل المثال ، ## 10 ^ <60> ## بروتونات في جسم مضغوط مثل نجم نيوتروني ، دون تضمين أي إلكترونات ، إذن نعم ، ستتأثر بنية هذا الجسم بشكل كبير ضغط تنكس البروتون. لكن تجميع مثل هذا الشيء مستحيل بأي معنى عملي ، لأن البروتونات ستتنافر كهربائيًا ولن تكون قادرًا على دفعها معًا في جسم مضغوط بدرجة كافية في المقام الأول. النجوم النيوترونية قادرة على التكوّن لأن الأجسام التي تتشكل منها ، النجوم العادية التي تمر بمستعر أعظم ، تكون محايدة كهربائياً - فهي تحتوي على أعداد متساوية من البروتونات والإلكترونات. هذا هو ما يسمح لهم بالضغط إلى النقطة التي يبدأ فيها ضغط الانحلال في الظهور - ولكن ، كما ذكرنا سابقًا ، بحلول الوقت الذي يبدأ فيه ضغط انحلال البروتون في الظهور ، تم إجبار البروتونات والإلكترونات معًا على تكوين نيوترونات.

(لم أقم بالحسابات ، لكني أشك في أن مثل هذا النجم المضغوط & quotProton & quot سيكون مستقرًا حتى لو تمكنت من تجميعه ، ولا أعتقد أن جاذبيته ستكون كافية لتثبيته معًا لفترة طويلة من الوقت مقابل المجموعة المدمجة آثار ضغط انحلال البروتون والتنافر الكهربائي بين البروتونات.)


ما الذي يمنع الأقزام البيضاء من الانهيار بفعل الجاذبية؟

الأقزام البيضاء عبارة عن جثث نجمية تتكون من نوى الهيليوم أو الكربون-الأكسجين أو نوى الأكسجين والنيون والمغنيسيوم. تتكون غالبيتها من جوهر الأكسجين. بعد حوالي 5 مليارات سنة من الآن ، كانت شمسنا أيضًا قد استنفدت وقود الهيدروجين وأصبحت عملاقًا أحمر. في النهاية ، سوف تتخلص من طبقاتها الخارجية وتتحول إلى قزم أبيض من الكربون والأكسجين.

يتم دعم جميع نجوم التسلسل الرئيسي (مثل الشمس) ضد الجاذبية من خلال ضغط الغاز المثالي (بعض النجوم الضخمة لديها جزء كبير من ضغط الإشعاع أيضًا) ، لكن القزم الأبيض مدعوم بضغط انحلال الإلكترون. ينشأ انحلال الإلكترون من مبدأ استبعاد باولي ، الذي ينص على أنه لا يوجد إلكترونان (لا يوجد فرميونان بشكل عام) يمكن أن يكون لهما نفس مجموعة الأرقام الكمية.

لذلك عندما تمتلئ حالات الكم ذات الطاقة المنخفضة ، تُجبر الإلكترونات على احتلال حالات طاقة أعلى. تؤدي حالات الطاقة الأعلى إلى زيادة العزم. الإلكترونات النسبية ، تتحرك بسرعات تميل إلى سرعة الضوء ، تحتل أعلى حالات طاقة ممكنة. وبالتالي ، فإن الحد الأقصى لعدد الحالات الإلكترونية الممكنة محددًا بسرعة الضوء ، والتي بدورها تحدد الحد الأقصى للكتلة التي يمكن أن يتحملها قزم أبيض ضد الجاذبية.

الأقزام البيضاء مدعومة بضغط انحلال الإلكترون

وفقًا لحساب S. Chandrasekhar ، لا يمكن أن يكون للأقزام البيضاء كتلة أكبر من 1.37 (M _ < odot> ).

حصل S. Chandrashekar على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1983 لتقدير حد كتلة القزم الأبيض


هل النجوم القزمة البيضاء مدعومة بانحلال البروتون أيضًا؟ - الفلك

النجم المحترق هو في الأساس غاز من الإلكترونات والأيونات. عندما ينهار النجم ، تزداد كثافته ، وبالتالي يتناقص متوسط ​​الفصل بين الجسيمات المكونة له. في النهاية ، يصبح متوسط ​​الفصل هو الطول الموجي للإلكترونات في دي برولي ، ويتحلل غاز الإلكترون. لاحظ أن الطول الموجي للأيونات في De Broglie أصغر بكثير من الطول الموجي للإلكترونات ، لذلك يظل غاز الأيونات غير متحلل. الآن ، حتى عند درجة حرارة الصفر ، يمارس غاز الإلكترون المتحلل ضغطًا كبيرًا ، لأن مبدأ استبعاد باولي يمنع متوسط ​​فصل الإلكترون من أن يصبح أصغر بكثير من الطول الموجي النموذجي لبرولي (انظر القسم السابق). وبالتالي ، من الممكن للنجم المحترق أن يحافظ على نفسه ضد الانهيار الكامل تحت الجاذبية عبر ضغط الانحلال للإلكترونات المكونة له. تسمى هذه النجوم بالأقزام البيضاء. دعونا نتحرى في فيزياء الأقزام البيضاء بمزيد من التفصيل.

يمكن كتابة الطاقة الكلية لنجم قزم أبيض

أين هي الطاقة الحركية للإلكترونات المنحلة (الطاقة الحركية للأيون لا تذكر) ، وهي طاقة الجاذبية الكامنة. لنفترض ، من أجل البساطة ، أن كثافة النجم موحدة. في هذه الحالة ، تأخذ طاقة وضع الجاذبية الشكل

أين هو ثابت الجاذبية ، والكتلة النجمية ، ونصف قطر النجم.

من القسم الفرعي السابق ، الطاقة الحركية لغاز الإلكترون المنحل هي ببساطة

أين عدد الإلكترونات وحجم النجم وكتلة الإلكترون.

يتكون الجزء الداخلي من النجم القزم الأبيض من ذرات مثل والتي تحتوي على أعداد متساوية من البروتونات والنيوترونات والإلكترونات. هكذا،

يمكن دمج المعادلات (516) - (519) لإعطاء

نصف قطر التوازن للنجم ، هو الذي يقلل من إجمالي الطاقة. في الواقع ، من السهل إثبات ذلك

يمكن أيضًا كتابة الصيغة أعلاه

أين نصف قطر الشمس والكتلة الشمسية. ويترتب على ذلك أن نصف قطر القزم الأبيض النموذجي للكتلة الشمسية يبلغ حوالي 7000 كيلومتر: أي تقريبًا نفس نصف قطر الأرض. أول قزم أبيض تم اكتشافه (عام 1862) كان رفيق سيريوس. في الوقت الحاضر ، تم رصد الآلاف من الأقزام البيضاء ، وكلها لها خصائص مشابهة لتلك المذكورة أعلاه.

ملاحظة من Eqs. (518) ، (519) ، و (525) ذلك. بمعنى آخر ، تزداد الطاقة المتوسطة للإلكترونات داخل قزم أبيض مع زيادة الكتلة النجمية. وبالتالي ، بالنسبة لقزم أبيض ضخم بما فيه الكفاية ، يمكن أن تصبح الإلكترونات نسبية. اتضح أن ضغط الانحلال للإلكترونات النسبية لا يقاس إلا ، بدلاً من ذلك ، وبالتالي فهو غير قادر على موازنة ضغط الجاذبية [الذي يقاس أيضًا مثل - انظر Eq. (520)]. ويترتب على ذلك أن ضغط انحلال الإلكترون قادر فقط على وقف انهيار النجم المحترق بشرط ألا تتجاوز الكتلة النجمية بعض القيمة الحرجة ، والمعروفة باسم حد Chandrasekhar ، والتي تبين أنها تعادل أضعاف كتلة الشمس. النجوم التي تتجاوز كتلتها حد شاندراسيخار تنهار حتمًا لتنتج أجسامًا مضغوطة للغاية ، مثل النجوم النيوترونية (التي تمسك بضغط الانحلال للنيوترونات المكونة لها) ، أو الثقوب السوداء.


هل النجوم القزمة البيضاء مدعومة بانحلال البروتون أيضًا؟ - الفلك

الأقزام البيضاء مدعومة بضغط انحلال الإلكترون. نظرًا لصغر حجم الإلكترونات في قزم أبيض مضغوط ، يجب أن يكون كبيرًا (وفقًا لمبدأ عدم اليقين). هذا يعني أن الإلكترونات تكتسب زخمًا كبيرًا يمارس ضغطًا ويدعم النجم. وهذا يؤدي إلى النتيجة المتناقضة ، وهي أنه كلما زاد حجم القزم الأبيض ، كان نصف قطره أصغر. حد Chandrasekhar هو الحد الأقصى للكتلة التي قد يمتلكها القزم الأبيض ، حيث توجد الكتلة الشمسية. شو (1982 ، ص 128) يعطي. أضخم قزم أبيض تم رصده هو RE J0317-853 ، بكتلة ، أين توجد الكتلة الشمسية (Barstow وآخرون. 1995). معظم الأقزام البيضاء لها كتل وأنصاف أقطار ، حيث يقع نصف قطر الأرض. يضيء قزم أبيض بإشعاع حرارة داخلية ، وفي النهاية يبرد ليصبح قزمًا أسود.

بارستو وآخرون. الاثنين. لا. روي. أسترون. المجتمع ، 1 ديسمبر 1995.

شو ، ف. الكون المادي: مقدمة في علم الفلك. Mill Valley ، CA: University Science Books ، p. 128 ، 1982.


تشكيل - تكوين

يُعتقد أن الأقزام البيضاء تمثل نقطة نهاية التطور النجمي للنجوم ذات التسلسل الرئيسي بكتل من حوالي 0.07 إلى 10 كتل شمسية. [5] [98] سيختلف تكوين القزم الأبيض الناتج تبعًا للكتلة الأولية للنجم.

النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا

إذا كانت كتلة نجم التسلسل الرئيسي أقل من نصف كتلة الشمس تقريبًا ، فلن يصبح ساخنًا بما يكفي لدمج الهيليوم في قلبه. يُعتقد أنه على مدى عمر يتجاوز العمر (

13.8 مليار سنة) [10] من الكون ، مثل هذا النجم سيحرق في النهاية كل الهيدروجين وينهي تطوره كقزم أبيض هيليوم مكون أساسًا من نوى الهليوم -4. [99] نظرًا للوقت الذي تستغرقه هذه العملية ، لا يُعتقد أنه أصل أقزام الهيليوم البيضاء المرصودة. بدلاً من ذلك ، يُعتقد أنها نتاج خسارة الكتلة في الأنظمة الثنائية [6] [8] [9] [100] [101] [102] أو خسارة الكتلة بسبب رفيق كوكبي كبير. [103] [104]

النجوم ذات الكتلة المنخفضة إلى المتوسطة

إذا كانت كتلة نجم التسلسل الرئيسي بين 0.5 و 8 كتل شمسية تقريبًا ، فسيصبح لبه ساخنًا بدرجة كافية لدمج الهيليوم في الكربون والأكسجين عبر عملية ثلاثية ألفا ، لكنه لن يصبح ساخنًا بما يكفي لدمج الكربون في نيون. . بالقرب من نهاية الفترة التي يخضع فيها لتفاعلات الاندماج ، سيكون لهذا النجم نواة من الكربون والأكسجين لا تخضع لتفاعلات الاندماج ، وتحيط بها غلاف داخلي يحترق الهيليوم وقشرة خارجية تحترق الهيدروجين. في مخطط Hertzsprung-Russell ، سيتم العثور عليه في الفرع العملاق المقارب. ستطرد بعد ذلك معظم مادتها الخارجية ، مما يخلق سديمًا كوكبيًا ، حتى يتبقى فقط جوهر الكربون والأكسجين. هذه العملية مسؤولة عن الأقزام البيضاء من الكربون والأكسجين والتي تشكل الغالبية العظمى من الأقزام البيضاء المرصودة. [100] [105] [106]

النجوم ذات الكتلة المتوسطة إلى العالية

إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية ، فسيصبح قلبه في النهاية ساخنًا بدرجة كافية لدمج الكربون بالنيون ، ثم لدمج النيون بالحديد. لن يصبح مثل هذا النجم قزمًا أبيض ، لأن كتلة نواته المركزية غير المنصهرة ، المدعومة بضغط تنكس الإلكترون ، ستتجاوز في النهاية أكبر كتلة ممكنة يمكن دعمها بضغط الانحلال. عند هذه النقطة سينهار قلب النجم وسوف ينفجر في سوبر نوفا متهدم النواة والذي سيترك وراءه بقايا نجم نيوتروني أو ثقب أسود أو ربما شكل أكثر غرابة من نجم مضغوط. [98] [107] بعض النجوم ذات التسلسل الرئيسي ، والتي ربما تكون من 8 إلى 10 كتل شمسية ، على الرغم من أنها ضخمة بما يكفي لدمج الكربون مع النيون والمغنيسيوم ، قد تكون غير كافية لدمج النيون. قد يترك مثل هذا النجم ما تبقى من قزم أبيض يتكون أساسًا من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم ، بشرط ألا ينهار قلبه ، بشرط ألا يستمر الاندماج بعنف لدرجة تفجير النجم في مستعر أعظم. [108] [109] على الرغم من أنه تم التعرف على بعض الأقزام البيضاء المنعزلة والتي قد تكون من هذا النوع ، فإن معظم الأدلة على وجود مثل هذه النجوم تأتي من المستعرات المسماة ONeMg أو نيون نوفي. تُظهر أطياف هذه المستعرات وفرة من النيون والمغنيسيوم وعناصر الكتلة الوسيطة الأخرى والتي يبدو أنها لا يمكن تفسيرها إلا من خلال تراكم المواد على قزم أبيض أكسجين - نيون - مغنيسيوم. [7] [110] [111]


يصبح القزم الأبيض مستقرًا بمجرد تكوينه وسيستمر في البرودة إلى أجل غير مسمى تقريبًا في النهاية ، وسيصبح قزمًا أسودًا أبيض ، ويسمى أيضًا القزم الأسود. بافتراض أن الكون يستمر في التوسع ، يُعتقد أنه في غضون 10 19 إلى 10 20 عامًا ، ستتبخر المجرات مع هروب نجومها إلى الفضاء بين المجرات. [113] ، §IIIA. يجب أن تنجو الأقزام البيضاء بشكل عام من هذا ، على الرغم من أن الاصطدام العرضي بين الأقزام البيضاء قد ينتج عنه نجم اندماج جديد أو قزم أبيض ذو كتلة شاندراسيخار فائقة والذي سينفجر في مستعر أعظم من النوع Ia. [113] ، §IIIC ، IV. يُعتقد أن العمر اللاحق للأقزام البيضاء يكون في حدود عمر البروتون ، والمعروف أنه لا يقل عن 10 و 32 عامًا. تتنبأ بعض النظريات الموحدة الكبرى البسيطة بأن عمر البروتون لا يزيد عن 10 و 49 عامًا. إذا كانت هذه النظريات غير صحيحة ، فقد يتحلل البروتون من خلال عمليات نووية أكثر تعقيدًا ، أو من خلال عمليات الجاذبية الكمومية التي تنطوي على ثقب أسود افتراضي في هذه الحالات ، يقدر العمر بما لا يزيد عن 10200 سنة. إذا تحللت البروتونات ، فإن كتلة القزم الأبيض ستنخفض ببطء شديد مع مرور الوقت حيث تتحلل نواتها ، حتى تفقد ما يكفي من الكتلة لتصبح كتلة غير متولدة من المادة ، وتختفي أخيرًا تمامًا. [113] ، §IV.


أقراص الحطام والكواكب

يُورث النظام النجمي والكوكبي للقزم الأبيض من سلفه وقد يتفاعل مع القزم الأبيض بطرق مختلفة. تشير الملاحظات الطيفية بالأشعة تحت الحمراء التي قام بها تلسكوب Spitzer Space Telescope التابع لناسا للنجم المركزي لسديم اللولب إلى وجود سحابة غبار ، والتي قد تكون ناجمة عن اصطدامات المذنبات. من الممكن أن تتسبب المادة المتساقطة في انبعاث الأشعة السينية من النجم المركزي. [122] [123] وبالمثل ، أشارت الملاحظات التي تم إجراؤها في عام 2004 إلى وجود سحابة غبار حول القزم الأبيض الشاب G29-38 (يُقدر أنه تشكل من سلفه AGB منذ حوالي 500 مليون سنة) ، والتي ربما تكون قد نشأت عن المد والجزر اضطراب مذنب يمر بالقرب من القزم الأبيض. [124] بعض التقديرات المستندة إلى المحتوى المعدني للأغلفة الجوية للأقزام البيضاء تعتبر أن 15٪ منها على الأقل قد تدور حول الكواكب و / أو الكويكبات ، أو على الأقل حطامها. [125] هناك فكرة أخرى مقترحة وهي أن الأقزام البيضاء يمكن أن تدور حول النوى المجردة من الكواكب الصخرية ، والتي كانت ستنجو من مرحلة العملاق الأحمر لنجمها ولكنها تفقد طبقاتها الخارجية ، وبالنظر إلى أن بقايا الكواكب من المحتمل أن تكون مصنوعة من المعادن لمحاولة اكتشافهم بحثًا عن بصمات تفاعلهم مع المجال المغناطيسي للقزم الأبيض. [126]

يوجد كوكب في النظام الثنائي للنجم القزم الأبيض النابض PSR B1620-26.

هناك نوعان من الكواكب الدائرية حول القزم الأبيض - القزم الأحمر الثنائي NN Serpentis.

القزم الأبيض الغني بالمعادن WD 1145 + 017 هو أول قزم أبيض يُلاحظ مع تحلل كوكب صغير يمر عبر النجم. [127] [128] يؤدي تفكك الكوكب إلى تكوين سحابة من الحطام تمر أمام النجم كل 4.5 ساعة ، مما يتسبب في تلاشي السطوع البصري للنجم لمدة 5 دقائق. [128] عمق العبور متغير بدرجة كبيرة. [128]


إذا كانت الشمس والنجوم مدعومين بضغط الغاز ، فما الذي يدعم القزم الأبيض؟

الأقزام البيضاء مدعومة من قبل ضغط تنكس الإلكترون .

تفسير:

ضغط الانحلال هو نوع من الضغط الذي يظهر نتيجة مبدأ استبعاد باولي، تأثير ميكانيكي كم بحت.

يمكنني أن أحاول شرح ما هو ضغط الانحطاط هذا. لكن فهم هذا يتطلب بعض الأفكار الأساسية من ميكانيكا الكم.

يمكنك أن ترى قزمًا أبيض على أنه بئر جهد جاذبية ، يحصر الإلكترونات الحرة - وهي الفرميونات. لذلك يمكن تصميم النظام على هيئة جسيمات فرميونية في صندوق. لا يمكن أن تحتوي الجسيمات مثل الإلكترونات على طاقة عشوائية. يتم تحديد كمية الطاقة في ميكانيكا الكم ويتم ترتيب القيم المنفصلة المسموح بها للطاقات في حالات الطاقة. تخضع الفرميونات لمبدأ استبعاد باولي ، والذي وفقًا له لا يمكن أن يكون هناك أكثر من إلكترونين في حالة طاقة (تقابل حالتين مغزليتين مختلفتين).

لذلك لا يمكن أن تدخل جميع الإلكترونات في حالة طاقة أقل. إذا حاولنا تجميع الإلكترونات في حالة طاقة أقل ، فإن قانون الكم الذي يستثني فرميونين من احتلال نفس الحالة الكمومية سيظهر كضغط يسمى ضغط الانحطاط مما يمنع أي مزيد من الضغط الثقالي. لذا فإن ضغط تنكس الإلكترون يدعم قزمًا أبيض ضد انهيار الجاذبية.

Subrahmanyam Chandrasekhar وجد أن هناك حدًا أقصى لكتلة النجم يمكن دعمه ضد انهيار الجاذبية بضغط انحلال الإلكترون. يسمى حد الكتلة هذا حد شاندراشيخار وتبلغ قيمته حوالي # 1.4 M_#. القزم الأبيض الذي يتجاوز هذه القيمة ليس لديه خيار سوى الانهيار أكثر ليصبح نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود.


الفوتونات المنبعثة من الإلكترونات في قزم أبيض (؟)

كثيرًا ما نسمع أنه حتى الضوء لا يستطيع الهروب من ثقب أسود لأن سرعة الهروب أعلى من c.

تتكون مادة القزم الأبيض من ذرات مضغوطة بإحكام شديد بحيث يتم ضغط الإلكترونات في طريقة "غير مريحة" (انحلال الإلكترون). علاوة على ذلك ، يحدث شيء مشابه على المستوى النووي (النيوترونات) في النجم النيوتروني.

سؤالي هو هل ستكون المادة عالية الكثافة للثقب الأسود قادرة على إصدار الضوء؟ ألن يمنع الضغط الشديد على الإلكترونات من تغيير مستويات الطاقة وإصدار الفوتونات؟

نظرًا لأن السؤال أعلاه ربما يكاد يكون من المستحيل الإجابة عليه ، فإليك سؤالًا آخر على نفس المنوال. كيف يمكن لإلكترونات قزم أبيض أن تبعث الضوء إذا تم ضغطها في غلاف صغير؟ هل ما زال بإمكانهم الانتقال من مستوى طاقة إلى آخر وإصدار (وامتصاص) الفوتونات؟

ملاحظة: أفهم ما إذا لم أحصل على إجابات قاطعة لأنني أفهم أن السؤال قليلاً "هناك".

# 2 تتارج

حسنًا ، لن تكون هناك إلكترونات في الثقب الأسود ، حتى في الإطار المرجعي للثقب الأسود. في الإطار المرجعي للثقب الأسود ، يتم ضغط كل شيء في حالة تفرد ، لذا فهي مجرد نقطة واحدة (أو حلقة على ما أعتقد). لا توجد إلكترونات في نقطة واحدة.

من وجهة نظر خارجية ، يتوقف الوقت عند أفق الحدث ، ولا يمكنك رؤية ما وراء أفق الحدث على أي حال ، لذلك لا يمكن للإلكترونات أن تتأرجح.

يجب أن تفهم ، بسبب الجاذبية الشديدة ، داخل الثقب الأسود وخارجه مثل الأكوان المنفصلة بحكم الواقع.

# 3 كين كوباياشي

القزم الأبيض مدعوم بضغط الانحلال ، لكن ليس كل هذا يتدهور. هناك مادة "طبيعية" بالقرب من & amp ؛ فوق "السطح".

أعتقد أن الأمر نفسه ينطبق على أي جسم - بغض النظر عن مدى ارتفاع الضغط في المركز ، هناك منطقة في مكان ما يمكن أن توجد فيها البلازما الطبيعية. على الرغم من أنها قد تحتاج إلى إمداد مستمر من المادة للحفاظ عليها (مثل قرص تراكم).

# 4 تترج

أعتقد أن الأمر نفسه ينطبق على أي جسم - بغض النظر عن مدى ارتفاع الضغط في المركز ، هناك منطقة في مكان ما يمكن أن توجد فيها البلازما الطبيعية. على الرغم من أنها قد تحتاج إلى إمداد مستمر من المادة للحفاظ عليها (مثل قرص تراكم).

# 5 كين كوباياشي

. لا شيء يمكن أن يهرب من داخل أفق الحدث. يمكنك الآن رؤية قرص تراكم حول الثقب الأسود ، لكن هذا ليس الثقب الأسود نفسه.

# 6 جراد

يمكن للقزم الأبيض أن يعطي الضوء عبر إشعاع الجسم الأسود. هذا لا يعتمد على قفز الإلكترونات بين المدارات ، فقط الحركات العشوائية بسبب الحرارة. لا مشكلة لقزم أبيض.

يصبح من المثير للاهتمام طرح نفس السؤال عن النجم النيوتروني - إذا كانت كل الجسيمات دون الذرية قد اجتمعت لتكوين نيوترونات ، فسيكون من الصعب إطلاق الضوء ، لأنك تحتاج إلى تحريك الشحنات (والنيوترونات ليس لها شحنة ). لكن في النجم النيوتروني ، ربما لا يزال هناك جزء من البروتونات والإلكترونات العائمة حوله والتي لم تتحد ، ويمكن أن تنتج الضوء.

# 7 هيغزبوسون

كثيرًا ما نسمع أنه حتى الضوء لا يستطيع الهروب من ثقب أسود لأن سرعة الهروب أعلى من c.

هذا تقريب كلاسيكي للوضع قبل عام 1905. إنها جرعة لا تمثل أفضل تقدير تقريبي لدينا للوضع.

تتكون مادة القزم الأبيض من ذرات مضغوطة بإحكام شديد بحيث يتم ضغط الإلكترونات في طريقة "غير مريحة" (انحلال الإلكترون). علاوة على ذلك ، يحدث شيء مشابه على المستوى النووي (النيوترونات) في النجم النيوتروني.

سؤالي هو هل ستكون المادة عالية الكثافة للثقب الأسود قادرة على إصدار الضوء؟ ألن يمنع الضغط الشديد على الإلكترونات من تغيير مستويات الطاقة وإصدار الفوتونات؟

سؤال من هذا القبيل في هذا واحد يتطلب أن حالة واحدة للمراقب. إذا كان المرء يراقب ثقبًا أسود من خارج أفق الحدث ، فقد يرى الأشياء بشكل مختلف عن المواقع الأخرى مثل داخل الأفق أو في المركز.

نظرًا لأن السؤال أعلاه ربما يكاد يكون من المستحيل الإجابة عليه ، فإليك سؤالًا آخر على نفس المنوال. كيف يمكن لإلكترونات قزم أبيض أن تبعث الضوء إذا تم ضغطها في غلاف صغير؟ هل ما زال بإمكانهم الانتقال من مستوى طاقة إلى آخر وإصدار (وامتصاص) الفوتونات؟

ملاحظة: أفهم ما إذا لم أحصل على إجابات قاطعة لأنني أفهم أن السؤال قليلاً "هناك".

في كثير من الحالات ، تتطلب الإجابة خلفية في النسبية العامة (للثقوب السوداء) أو الديناميكا الكهربائية الكمية (للتفاعل بين الإلكترون والفوتون). غالبًا ما تتعطل المقارنات البسيطة عند تطبيقها على مثل هذه الموضوعات. لهذا السبب هذه الأسئلة "موجودة".

توصف الإلكترونات دائمًا بنوع من الحالات الكمية. ومع ذلك ، للتنبؤ بالسلوك ، يجب أن يكون المرء قادرًا على كتابة الرياضيات التي تمثل الطاقة الكامنة التي تحدد سلوكها. الحالة البسيطة هي كون يحتوي على بروتون واحد وإلكترون واحد. ثم يمكن للمرء أن يشتق الحالات الكمومية ، أو الأصداف كما يطلق عليها أحيانًا. في حالة المادة المتدهورة ، من المحتمل أن يكون المصطلح المحتمل للمعادلة أكثر تعقيدًا من مثالي * وسيكون من الحكمة عدم التكهن بالحالات المحتملة. قد يكون هناك وصف بسيط لهذه الإمكانية ولكني لست على علم بها. حتى لو أعطيت لي ، فمن المحتمل أن مهاراتي في الرياضيات لم تعد ترقى إلى مستوى مهمة تحديد الحالات المسموح بها.


تفاهة الخطر

عند الاستماع إلى هذه المحادثات ، أدهشني مدى رتابة مصادر هذه الأخطار عندما يتعلق الأمر بالحياة اليومية. على عكس الحرب النووية أو قيام إرهابي منفرد ببناء فيروس خارق (التهديدات التي تحدث عنها السير مارتن ريس ببلاغة) ، عندما يتعلق الأمر بأزمة المناخ وثقافة المراقبة الناشئة ، فإننا نقوم بذلك بشكل جماعي لأنفسنا من خلال أفعالنا الفردية البريئة. ليس الأمر وكأن بعض التهديدات الفضائية قد وصلت وستستخدم الليزر الضخم لدفع مناخ الأرض إلى حالة جديدة وخطيرة. لا ، نحن فقط - نطير ونستخدم الزجاجات البلاستيكية ونحافظ على منازلنا دافئة في الشتاء. وليس الأمر وكأن جنودًا يرتدون السترات الواقية من الرصاص يصلون إلى أبوابنا ويجبروننا على تثبيت جهاز تنصت يتتبع أنشطتنا. كلا ، نحن نضعها عن طيب خاطر على طاولة المطبخ لأنها مريحة للغاية هذه التهديدات لوجودنا أو حرياتنا هي أشياء نقوم بها فقط من خلال عيش حياتنا في الأنظمة الثقافية التي ولدنا فيها. وسيتطلب الأمر جهدًا كبيرًا لفك ارتباطنا بهذه الأنظمة.

إذن ، ماذا بعد ذلك؟ هل نحن ببساطة محكوم علينا بالفشل لأننا لا نستطيع بشكل جماعي معرفة كيفية البناء والعيش بشيء مختلف؟ لا أعلم. من الممكن أن نكون محكومين علينا. لكنني وجدت الأمل في الحديث الذي ألقاه كاتب الخيال العلمي العظيم (والمفضل لدي) كيم ستانلي روبنسون. وأشار إلى مدى اختلاف "هياكل المشاعر" بين العصور المختلفة ، وهي الخلفية المعرفية والعاطفية لعصر ما. نظر روبنسون في بعض التغييرات الإيجابية التي ظهرت في أعقاب جائحة COVID ، بما في ذلك الشعور المتجدد بأن معظمنا يدرك أننا جميعًا في هذا معًا. قال ، ربما يكون هيكل الشعور في عصرنا على وشك التغيير.


شاهد الفيديو: القزم الأبيضولاده نجم من بقايا نجم. white dwarf (شهر اكتوبر 2021).