Когда звезда перестает гореть, потому что в ее ядре образуются более тяжелые элементы, такие как железо. Тогда давление газа прекращается, а, как вы знаете, давление газа помогает удерживать звезду в равновесии, потому что создает давление, противодействующее силе тяжести. Итак, железо не отдает энергию. Так что же мешает звезде рухнуть?
Поэтому, когда ядро начинает становиться плотным из-за гравитации, оно перестает становиться плотным из-за принципа исключения Паули. Фермионы (класс частиц, включающий протоны, нейтроны и электроны) того же типа подчиняются принципу запрета Паули. Говоря простым языком, это говорит о том, что такие частицы не могут занимать один и тот же малый объем пространства.
Таким образом, если вы попытаетесь втиснуть их в небольшой объем пространства, они «оттолкнутся». Это «толкание» создает давление, называемое «давление вырождения», и это то, что удерживает белые карлики от коллапса в черные дыры.
Значит ли это, что одни и те же фермионы, как и электроны, не могут занимать одну и ту же подоболочку? Означает ли наличие одинакового квантового состояния, что фермионы не могут находиться на одном и том же субэнергетическом уровне? Определить в терминах непрофессионалов квантовое состояние? Чем он отличается от субшелла?
Также я читал, что звезда не коллапсирует в черную дыру из-за квантово-механических эффектов. Так является ли давление вырождения так называемым квантово-механическим эффектом?
Ваш первый абзац не совсем точен. Давление газа не «останавливается» при образовании железного ядра, просто звезда не может генерировать дополнительное тепло от ядерных реакций и становится неустойчивой к коллапсу. т.е. звезда рушится ! Возможно, вы имеете в виду то, что останавливает коллапс (иногда) до того, как звезда исчезнет внутри своего собственного горизонта событий и станет черной дырой? Ответом является давление вырождения нейтронов, которые образуются (эндотермически) в событиях захвата электронов при коллапсе звезды, а также отталкивающая (сильная ядерная) сила между нейтронами в очень плотных нуклонных газах с небольшой долей протонов.
Аналогия с наполненными «скорлупками» не так уж и плоха. В квантовой механике мы обнаруживаем, что существует конечное число возможных квантовых состояний на единицу импульса в единице объема (часто называемого «фазовым пространством»). В «нормальном» газе заполнение этих квантовых состояний определяется статистикой Максвелла-Больцмана — согласно статистике, заполняется все меньше этих состояний. .
В ферми-газе при очень высокой плотности или очень низкой температуре мы достигаем ситуации, когда принцип запрета Паули ограничивает заселение этих состояний двумя частицами на состояние энергии/импульса (по одной на каждый спин); частицы, которые в противном случае могли бы занимать состояния с очень низкой энергией, вынуждены занимать состояния с более высокой энергией и импульсом. В «полностью вырожденном» газе, который является хорошим приближением для электронов в белой карликовой звезде или нейтронов в нейтронной звезде (соответствующий случай здесь), все энергетические состояния заполнены до чего-то, что называется энергией Ферми, с нулевая занятость при еще более высоких энергиях.
Давление создается частицами, имеющими импульс (это просто основная кинетическая теория). Большое количество фермионов с ненулевым (в некоторых случаях даже релятивистским) импульсом является причиной того, что вырожденный газ оказывает давление, даже если его температура понижается до близкой к нулю. В самом деле, когда газ фермионов приближается к полному вырождению, изменение температуры почти не влияет на его давление.
Один момент, с которым я не согласен в вашем вопросе, - это утверждение, что «такие частицы не могут занимать такой же небольшой объем пространства». На самом деле ограничение на занятии фазового пространства. В нейтронной звезде нейтроны почти касаются друг друга с расстоянием в м. В небольшой объем можно втиснуть много частиц, но только за счет придания им большого импульса . Если хотите, это 3D-версия принципа неопределенности:
Когда дело доходит до остановки коллапса ядра массивной звезды и поддержки образовавшейся нейтронной звезды, давление вырождения — это еще не все. Как я упоминал выше, расстояние между нейтронами порядка м, что является приблизительным диапазоном сильного ядерного взаимодействия. Это не случайность. Одного давления вырождения недостаточно, чтобы остановить коллапс или поддержать нейтронную звезду с массой более 0,7 - так называемый предел Толмена-Оппенгеймера-Волкова. Поскольку ядерная материя сильно асимметрична (нейтронов намного больше, чем протонов), существует общая сильная ядерная сила отталкивания выше плотности около кг/м это также очень важно для остановки коллапса и поддержки более массивных нейтронных звезд.
Кайл Канос
Джон Ренни