Межа Чандррасекара: Де квантовий тиск закінчується

Зірка, що вмирає, підтримана квантовою механікою, а не теплом

Коли зірка, подібна до Сонця, вичерпує своє ядерне паливо, вона більше не може генерувати зовнішній термічний тиск, який протягом усього свого існування балансував із внутрішнім гравітаційним стисненням. Що запобігає її повному колапсу – це не тепло, а чисто квантово-механічний ефект: тиск електронної дегенерації, наслідок принципу виключення Паулі, який забороняє двом електронам займати однакові квантові стани. Стисніть електрони досить щільно, і вони змушені переходити в стани з постійно більшою імпульсом лише для того, щоб залишатися відмінними один від одного, а цей примусовий імпульс генерує тиск, який нічого спільного з температурою не має. Зірка, підтримана таким чином, є білим карликом.

Чому існує межа на масу

Зуберизм може підтримувати білий карлик проти сили тяжіння до певної точки, але не безмежно. У ранніх 1930-х роках молодий астрофізик Субраманья Чандрасекар правильно вирішив цю проблему, враховуючи деталі, які раніше були проігноровані в розрахунках: зі збільшенням маси білого карлика електрони стискаються до вищих і вищих імпульсів, і коли ці імпульси підходять до значної частки швидкості світла, фізика повинна стати релятивістською, а не простішим нерелятивістським методом, який використовувався для нижчих мас. Релятивістично стислиті електрони дають м’якше тиск, ніж нерелятивістські, і це пом'якшення означає, що існує межа маси, за якою жодне подальше стиснення не генерує достатньо додаткового тиску, щоб утримати зірку.

Chandrasekhar mass limit (approximate):

  M_Ch  ~  1.4 solar masses

below M_Ch: electron degeneracy pressure supports the star
            -> stable white dwarf

at or above M_Ch: degeneracy pressure cannot keep up with
            gravity as the star is compressed further
            -> collapse continues past the white dwarf stage

Що відбувається, коли перевищено межу?

Білий джерело може наблизитися до межі кількох способами, найчастіше витягуючи матеріал з супутньої зірки в тісному подвійному системі або злиттям з іншим білим дзеркалом. У багатьох випадках наближення до межі запускає неконтрольований ядерний синтез у зорях, що передує справжжому гравітаційному колапсу, створюючи тип Ia наднови - термоядерну вибуху, яка завдяки своїй постійній яскравості слугує одним із найкорисніших стандартних свічок в космології, як описано у статті про сходину відстаней. В інших обставинах, зокрема колапс ядра масивного зілля наприкінці його життю, а не поступове збільшення маси білого дзеркала, межа Чандррашера перевищується так різко, що електронна дегенеративна тиск спонтанно руйнується і ядро колапсує далі, за межі стадії білого дзеркала, у нейтронну зірку, підтримувану іншим, ще сильнішим квантовим тиском - або, якщо достатньо маси, безпосередньо в чорну діру.

Число, яке потребувало великої сміливості для публікації

Результат Чандрсекара не був прийнятий до уваги, коли він вперше представив його в 1935 році – Артур Еддінгтон, найбільш впливовий астрофізик свого покоління, публічно та зневажливо відкинув ідею про те, що зірку можна змусити пройти крізь будь-який стабільний кінцевий стан, і ця невідповідність фактично припинила роботу Чандрсекара щодо колапсу зірок на роки. Обмеження маси зрештою було підтверджено як ключове для розуміння як вибухів сверхнових, так і існування нейтроних зір та чорних дір масою зірок, і Чандрсекар отримав Нобелівську премію з фізики в 1983 році за роботу, яку Еддінгтон колись відкинув.

Frequently asked questions

Спробуйте наживо

Усе, що вище, працює прямо у вашому браузері — відкрийте Chandrasekhar Limit Simulator і змінюйте параметри під час роботи. Нічого не встановлюється, нічого не завантажується на сервер, уся модель живе в одній вкладці.