ขีดจำกัดจันทรเศขรและสสารเสื่อม

ทางลัด: ความแตกต่างความคล้ายคลึงกันค่าสัมประสิทธิ์การเปรียบเทียบ Jaccardการอ้างอิง

ความแตกต่างระหว่าง ขีดจำกัดจันทรเศขรและสสารเสื่อม

ขีดจำกัดจันทรเศขร vs. สสารเสื่อม

ีดจำกัดจันทรเศขร (Chandrasekhar limit) หรือ ขีดจำกัดจันทรสิกขา คือค่าจำกัดของมวลของวัตถุที่เกิดจากสสารเสื่อมอิเล็กตรอน ซึ่งเป็นสสารหนาแน่นสูงประกอบด้วยนิวเคลียสที่อัดแน่นอยู่ในย่านอิเล็กตรอน ขีดจำกัดนี้คือค่าสูงสุดของมวลของดาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองที่สามารถดำรงอยู่ได้โดยไม่แตกสลายจากผลของแรงโน้มถ่วง โดยอาศัยแรงดันจาก electron degeneracy ชื่อของขีดจำกัดนี้ตั้งตามนามสกุลของนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์คือ สุพรหมัณยัน จันทรเศขร มีค่าโดยทั่วไปอยู่ที่ประมาณ 1.4 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ดาวแคระขาวเป็นดาวที่ประกอบขึ้นด้วยสสารเสื่อมอิเล็กตรอน ดังนั้นจึงไม่มีดาวแคระขาวที่ไม่หมุนรอบตัวเองดวงไหนจะมีมวลมากไปกว่าขีดจำกัดจันทรเศขรได้ โดยปกติแล้ว ดาวฤกษ์จะสร้างพลังงานขึ้นจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่น ทำให้ธาตุมวลเบาเปลี่ยนไปเป็นธาตุหนัก ความร้อนที่เกิดขึ้นจากปฏิกิริยานี้ช่วยต้านทานการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ไว้ เมื่อเวลาผ่านไป ดาวฤกษ์จะเผาผลาญธาตุในแกนกลางของตัวเองไปจนกระทั่งอุณหภูมิในใจกลางไม่สูงพอจะดำรงปฏิกิริยาไว้อีกต่อไป ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่มีมวลน้อยกว่า 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะคงเหลือมวลในแกนกลางต่ำกว่าขีดจำกัดจันทรเศขร มันจะสูญเสียมวลออกไป (เช่นในเนบิวลาดาวเคราะห์) จนเหลือแต่แกนดาว และกลายไปเป็นดาวแคระขาว ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่านั้นจะเหลือแกนของดาวที่มีมวลมากกว่าขีดจำกัดนี้ และจะระเบิดออกกลายเป็นซูเปอร์โนวา ผลลัพธ์ที่ได้คือดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ, D. Koester and D. Reimers, Astronomy and Astrophysics 313 (1996), pp. รสถานะซ้อน (Degenerate matter) คือสสารที่มีความหนาแน่นสูงมากอย่างยิ่งยวดจนกระทั่งองค์ประกอบแรงดันส่วนใหญ่ทำให้เกิดหลักการกีดกันของเพาลี แรงดันที่รักษาเอาไว้ภายในสสารเสื่อมนี้เรียกว่า "แรงดันสถานะซ้อน" (degeneracy pressure) และเพิ่มขึ้นเนื่องจากหลักของเพาลีทำให้อนุภาคที่เป็นองค์ประกอบไม่สามารถดำรงสถานะควอนตัมเดียวกันได้ การพยายามบีบให้อนุภาคเหล่านั้นเข้าใกล้กันมากๆ เสียจนไม่สามารถจะแยกสถานะของตัวเองออกจากกันทำให้อนุภาคเหล่านั้นต้องอยู่ในระดับพลังงานที่ต่างกัน ดังนั้นการลดปริมาตรลงจึงจำเป็นต้องทำให้อนุภาคทั้งหลายเข้าไปสู่สถานะควอนตัมที่มีระดับพลังงานที่สูงกว่า ซึ่งต้องอาศัยแรงบีบอัดเพิ่มขึ้น ทำให้มีแรงดันต่อต้านอย่างชัดเจน.

ดาวนิวตรอน

วนิวตรอน (Neutron Star) เป็นซากที่เหลือจากยุบตัวของการระเบิดแบบซูเปอร์โนวาชนิด II,Ib หรือ Ic และจะเกิดเฉพาะดาวฤกษ์มวลมากมีส่วนประกอบเพียงนิวตรอนที่อะตอมไร้กระแสไฟฟ้า (นิวตรอนมีมวลสารใกล้เคียงโปรตอน) และดาวประเภทนี้สามารถคงตัวอยู่ได้ด้วยหลักการกีดกันของเพาลีเกี่ยวกับแรงผลักระหว่างนิวตรอน ดาวนิวตรอนมีมวลประมาณ 1.35 ถึง 2.1 เท่ามวลดวงอาทิตย์ และมีรัศมี 20 ถึง 10 กิโลเมตรตามลำดับ (เมื่อดาวนิวตรอนมีมวลเพิ่มขึ้น รัศมีของดาวจะลดลง) ดาวนิวตรอนจึงมีขนาดเล็กกว่าดวงอาทิตย์ 30,000 ถึง 70,000 เท่า ดังนั้นดาวนิวตรอนจึงมีความหนาแน่นที่ 8*1013 ถึง 2*1015 กรัมต่อลูกบากศ์เซนติเมตร ซึ่งเป็นช่วงของความหนาแน่นของนิวเคลียสอะตอม ต้องใช้ความเร็วหลุดพ้นประมาณ 150,000 กิโลเมตรต่อวินาที หรือประมาณครึ่งหนึ่งของความเร็วแสง โดยทั่วไปแล้ว ดาวที่มีมวลน้อยกว่า 1.44 เท่ามวลดวงอาทิตย์ จะเป็นดาวแคระขาวตามขีดจำกัดของจันทรสิกขาร์ ถ้าอยู่ระหว่าง 2 ถึง 3 เท่ามวลดวงอาทิตย์อาจจะเป็นดาวควาร์ก (แต่ก็ยังเป็นที่ถกเถียงกันอยู่) ส่วนดาวที่มีมวลมากกว่านี้จะกลายเป็นหลุมดำไป เมื่อดาวฤกษ์มวลมากเกิดซูเปอร์โนวาและกลายเป็นดาวนิวตรอน ส่วนแก่นของมันจะได้รับโมเมนตัมเชิงมุมมา ซึ่งการเปลี่ยนแปลงรัศมีจากใหญ่ไปเล็กนั้นจะทำให้ความเร็วในการหมุนรอบตัวเองขึ้น แต่เมื่อเวลาผ่านไปก็จะหมุนรอบตัวเองช้าลงทีละน้อย ความเร็วในการหมุนรอบตัวเองของดาวนิวตรอนที่มีการบันทึกได้นั้นอยู่ระหว่าง 700 รอบต่อวินาทีไปจนถึง 30 วินาทีต่อรอบ ความเร่งที่พื้นผิวอยู่ที่ 2*1011 ถึง 3*1012 เท่ามากกว่าโลก ด้วยเหตุนี้ดาวนิวตรอนจึงสามารถส่งคลื่นวิทยุออกมาเป็นช่วงหรือพัลซาร์ และกระแสแม่เหล็กออกมาปริมาณมหาศาล การที่ดาวนิวตรอนสามารถส่งคลื่นวิทยุออกมาเป็นช่วงๆ นั้นทำได้อย่างไร ยังคงเป็นคำถามที่ไม่มีคำตอบ แม้ว่าจะมีการวิจัยเรื่องนี้มานานกว่า 40 ปีแล้วก็ตามในดาราจักรของเรานั้นเราพบเพียงไม่กี่สิบดวงเท่านั้น เรายังพบอีกว่า ดาวนิวตรอนน่าจะเป็นต้นกำเนิดของ แสงวาบรังสีแกมมา ที่มีความสว่างมากกว่าซูเปอร์โนวา หลายเท.

ขีดจำกัดจันทรเศขรและดาวนิวตรอน · ดาวนิวตรอนและสสารเสื่อม · ดูเพิ่มเติม »

ดาวแคระขาว

ซิริอุส เอ และ บี ที่ถ่ายโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ซิริอุส บี ที่เป็นดาวแคระขาวสามารถเห็นเป็นจุดจาง ๆ อยู่ทางด้านล่างซ้ายของดาว Sirius A ที่สว่างกว่ามาก ๆ ดาวแคระขาว (White dwarf) หรือบางครั้งเรียกว่า ดาวแคระเสื่อม (Degenerate dwarf) เป็นดาวขนาดเล็กที่ส่วนใหญ่ประกอบไปด้วยอิเล็กตรอนที่เป็นสสารเสื่อม เนื่องจากดาวแคระขาวที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์จะมีปริมาตรใกล้เคียงกับโลก ทำให้มันมีความหนาแน่นสูงและมีกำลังส่องสว่างน้อยมาจากความร้อนที่สะสมไว้, Jennifer Johnson, lecture notes, Astronomy 162, Ohio State University.

ขีดจำกัดจันทรเศขรและดาวแคระขาว · ดาวแคระขาวและสสารเสื่อม · ดูเพิ่มเติม »