สารบัญ
10 ความสัมพันธ์: พรีออนสสารสสารควาร์กหลักการกีดกันของเพาลีหลักความไม่แน่นอนดาวนิวตรอนดาวแคระขาวความหนาแน่นความดันแรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอน
- ดาวฤกษ์เสื่อมสภาพ
- ฟิสิกส์ดาราศาสตร์
- สสารวิเทศ
พรีออน
รีออน (Prion) คือ โปรตีนขนาดเล็ก ไม่ละลายน้ำ ทนความร้อน ทนการเปลี่ยนแปลงอุณหภูมิทั้งร้อนและเย็น ทนต่อความแห้ง ทนต่อแสงยูวี ทนต่อการย่อยสลายโดยเอนไซม์ทั้ง protease และ nuclease สามารถติดต่อระหว่างสิ่งมีชีวิตและก่อโรคได้ ภาษาอังกฤษ เรียกว่า proteinaceous infectious particle คำว่า พรีออน เป็นคำเรียกที่แบบคำผวนของคำนี้เพราะว่า โพรอีน ฟังสับสนกับสารหลายชนิด ผู้ตั้งคำว่า พรีออน คือนักวิทยาศาสตร์รางวัลโนเบลปี..
สสาร
ว.
สสารควาร์ก
รควาร์ก (Quark matter หรือ QCD matter; ดูเพิ่มใน QCD) มีความหมายถึงสถานะของสสารในทฤษฎีจำนวนหนึ่งซึ่งมีค่าองศาความเป็นอิสระครอบคลุมไปถึงควาร์กกับกลูออน สถานะของสสารในทางทฤษฎีเหล่านี้สามารถเกิดขึ้นได้ในสภาวะที่มีความหนาแน่นและอุณหภูมิสูงยิ่งยวด คือนับพันล้านเท่าของค่าที่สามารถเกิดขึ้นได้ในสภาวะสมดุลในห้องทดลอง ภายใต้สภาวะยิ่งยวดนั้น โครงสร้างของสสารซึ่งเรารู้จักคุ้นเคยกันที่ประกอบไปด้วยนิวเคลียสอะตอม (ซึ่งประกอบด้วยนิวคลีออน อันเป็นการรวมตัวกันของควาร์ก) กับอิเล็กตรอน จะล่มสลายลง สำหรับสสารควาร์กแล้ว การคำนึงถึงโครงสร้างสสารควรยึดถือตัวควาร์กนั่นเองเป็นค่าองศาความเป็นอิสระพื้นฐาน ในแบบจำลองมาตรฐานของการศึกษาฟิสิกส์อนุภาค แรงที่แข็งแกร่งที่สุดคืออันตรกิริยาอย่างเข้ม ซึ่งสามารถอธิบายได้ตามทฤษฎีควอนตัมโครโมไดนามิกส์ (QCD) ที่สภาวะความหนาแน่นและอุณหภูมิปกติ แรงนี้จะประกอบไปด้วยควาร์กที่รวมตัวกันเป็นอนุภาค (ฮาดรอน) ซึ่งมีขนาดประมาณ 10−15 ม.
หลักการกีดกันของเพาลี
หลักการกีดกันของเพาลี (Pauli exclusion principle) คือหลักการของกลศาสตร์ควอนตัมที่ว่า ต้องไม่มีเฟอร์มิออน (อนุภาคที่มีสปินไม่เป็นจำนวนเต็ม) ที่เทียบเท่ากันสองตัวใดๆ ครอบครองสถานะควอนตัมเดียวกันได้ในเวลาเดียวกัน หากกล่าวให้เข้มงวดยิ่งขึ้นคือ ฟังก์ชันคลื่นรวมของเฟอร์มิออนที่เทียบเท่ากันสองตัวจะเป็นแบบกึ่งสมมาตรเมื่อเทียบกับการแลกเปลี่ยนอนุภาค หลักการนี้พัฒนาขึ้นโดยนักฟิสิกส์ชาวออสเตรีย โวล์ฟกัง เพาลี เมื่อปี..
ดู สสารเสื่อมและหลักการกีดกันของเพาลี
หลักความไม่แน่นอน
ในวิชาควอนตัมฟิสิกส์ หลักความไม่แน่นอนของไฮเซนแบร์ก (Heisenberg uncertainty principle) กล่าวว่า คู่คุณสมบัติทางฟิสิกส์ที่แน่นอนใดๆ เช่น ตำแหน่งและโมเมนตัม จะไม่สามารถทำนายสภาวะล่วงหน้าได้อย่างแน่นอน ยิ่งเรารู้ถึงคุณสมบัติข้อใดข้อหนึ่งอย่างละเอียด ก็ยิ่งทำนายคุณสมบัติอีกข้อหนึ่งได้ยากยิ่งขึ้น หลักการนี้มิได้กล่าวถึงข้อจำกัดของความสามารถของนักวิจัยในการตรวจวัดปริมาณสำคัญของระบบ แต่เป็นธรรมชาติของตัวระบบเอง กล่าวอีกนัยหนึ่ง เป็นไปไม่ได้ที่จะวัดทั้งตำแหน่งและความเร็วของอนุภาคในเวลาเดียวกันด้วยระดับความแน่นอนหรือความแม่นยำใดๆ ก็ตาม สำหรับกลศาสตร์ควอนตัม เราสามารถอธิบายอนุภาคได้ด้วยคุณสมบัติของคลื่น ตำแหน่ง คือที่ที่คลื่นอยู่อย่างหนาแน่น และโมเมนตัมก็คือความยาวคลื่น ตำแหน่งนั้นไม่แน่นอนเมื่อคลื่นกระจายตัวออกไป และโมเมนตัมก็ไม่แน่นอนในระดับที่ไม่อาจระบุความยาวคลื่นได้ คลื่นที่มีตำแหน่งแน่นอนมีแต่เพียงพวกที่เกาะกลุ่มกันเป็นจุดๆ เดียว และคลื่นชนิดนั้นก็มีความยาวคลื่นที่ไม่แน่นอน ในทางกลับกัน คลื่นที่มีความยาวคลื่นแน่นอนมีเพียงพวกที่มีคาบการแกว่งตัวปกติแบบไม่จำกัดในอวกาศ และคลื่นชนิดนี้ก็ไม่สามารถระบุตำแหน่งที่แน่นอนได้ ดังนั้นในกลศาสตร์ควอนตัม จึงไม่มีสภาวะใดที่สามารถบอกถึงอนุภาคที่มีทั้งตำแหน่งที่แน่นอนและโมเมนตัมที่แน่นอน ยิ่งสามารถระบุตำแหน่งแน่นอนได้แม่นเท่าไร ความแน่นอนของโมเมนตัมก็ยิ่งน้อย นิพจน์ทางคณิตศาสตร์สำหรับหลักการนี้คือ ทุกๆ สถานะควอนตัมมีคุณสมบัติการเบี่ยงเบนของค่าเฉลี่ยกำลังสอง (RMS) ของตำแหน่งจากค่าเฉลี่ย (ค่าเบี่ยงเบนมาตรฐานของการกระจายของ X): คูณด้วยค่าเบี่ยงเบน RMS ของโมเมนตัมจากค่าเฉลี่ย (ค่าเบี่ยงเบนมาตรฐานของ P): จะต้องไม่น้อยกว่าเศษส่วนค่าคงที่ของพลังค์: ค่าวัดใดๆ ของตำแหน่งด้วยความแม่นยำ \scriptstyle \Delta X ที่ทลายสถานะควอนตัม ทำให้ค่าเบี่ยงเบนมาตรฐานของโมเมนตัม \scriptstyle \Delta P ใหญ่กว่า \scriptstyle \hbar/2\Delta x.
ดู สสารเสื่อมและหลักความไม่แน่นอน
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.
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.
ความหนาแน่น
วามหนาแน่น (อังกฤษ: density, สัญลักษณ์: ρ อักษรกรีก โร) เป็นการวัดมวลต่อหนึ่งหน่วยปริมาตร ยิ่งวัตถุมีความหนาแน่นมากขึ้น มวลต่อหน่วยปริมาตรก็ยิ่งมากขึ้น กล่าวอีกนัยหนึ่ง คือวัตถุที่มีความหนาแน่นสูง (เช่น เหล็ก) จะมีปริมาตรน้อยกว่าวัตถุความหนาแน่นต่ำ (เช่น น้ำ) ที่มีมวลเท่ากัน หน่วยเอสไอของความหนาแน่นคือ กิโลกรัมต่อลูกบาศก์เมตร (kg/m3) ความหนาแน่นเฉลี่ย (average density) หาได้จากผลหารระหว่างมวลรวมกับปริมาตรรวม ดังสมการ โดยที.
ความดัน
วามดัน คือ แรงที่กระทำตั้งฉากต่อหนึ่งหน่วยพื้นที่ ภาพจำลอง–ความดันที่เกิดขึ้นจากการชนของอนุภาคในภาชนะปิด ความดันที่ระดับต่าง ๆ (หน่วยเป็น บาร์) ความดัน (pressure; สัญลักษณ์ p หรือ P) เป็นปริมาณชนิดหนึ่งในทางฟิสิกส์ หมายถึง อัตราส่วนระหว่างแรงที่กระทำตั้งฉากซึ่งทำโดยของแข็ง ของเหลว หรือแก๊ส ต่อพื้นที่ของสารใด ๆ (ของแข็ง ของเหลว หรือแก๊ส) ความดันเป็นปริมาณสเกลาร์ ซึ่งเป็นปริมาณที่มีแต่ขนาดไม่มีทิศทาง จากความหมายของความดันข้างต้นสามารถเขียนเป็นสูตรคณิตศาสตร์ (โดยทั่วไป) ได้ดังนี้ กำหนดให้ เนื่องจาก F มีหน่วยเป็น "นิวตัน" (N) และ A มีหน่วยเป็น "ตารางเมตร" (m2) ความดันจึงมีหน่วยเป็น "นิวตันต่อตารางเมตร" (N/m2; เขียนในรูปหน่วยฐานว่า kg·m−1·s−2) ในปี ค.ศ.
แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอน
แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอน หรือ ความดันดีเจนเนอเรซีของอิเล็กตรอน (Electron degeneracy pressure) เป็นผลสืบเนื่องมาจากหลักการกีดกันของเพาลี ซึ่งกล่าวว่า เฟอร์มิออนสองตัวไม่สามารถอยู่ในสถานะควอนตัมเดียวกันในเวลาเดียวกัน แรงที่เกิดขึ้นจากความดันนี้กำหนดขีดจำกัดขอบเขตที่สสารจะสามารถถูกบีบอัดเข้าด้วยกันโดยไม่กลายเป็นดาวนิวตรอนหรือหลุมดำ แรงดังกล่าวนับว่ามีความสำคัญอย่างมากต่อฟิสิกส์ดาราศาสตร์ เนื่องจากอธิบายการมีอยู่ของดาวแคระขาว เมื่ออิเล็กตรอนถูกบีบอัดเข้าใกล้กันมากเกินไป อนุภาคที่แยกออกไปจะทำให้มันต้องมีระดับพลังงานที่เปลี่ยนไปเช่นกัน ในการเพิ่มอิเล็กตรอนอีกอนุภาคหนึ่งให้กับปริมาตรที่ให้มาจะต้องมีการเพิ่มระดับพลังงานของอิเล็กตรอนเพื่อสร้างพื้นที่ว่าง และปัจจัยดังกล่าวเป็นพลังงานซึ่งบีบอัดวัสดุซึ่งอยู่ในรูปของแรงดัน แรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอนในวัตถุสามารถคำนวณได้จาก โดยที่ h คือ ค่าคงตัวของพลังค์ m_ คือ มวลของอิเล็กตรอน m_ คือ มวลของโปรตอน \rho คือ ความหนาแน่น และ \mu_e.
ดู สสารเสื่อมและแรงดันสภาพซ้อนสถานะของอิเล็กตรอน
ดูเพิ่มเติม
ดาวฤกษ์เสื่อมสภาพ
ฟิสิกส์ดาราศาสตร์
- การระเหยด้วยแสง
- การสังเคราะห์นิวเคลียส
- การสังเคราะห์นิวเคลียสของดาวฤกษ์
- การสังเคราะห์นิวเคลียสของมหานวดารา
- การแผ่รังสีของวัตถุดำ
- ขอบฟ้าเหตุการณ์
- ขีดจำกัดจันทรเศขร
- ขีดจำกัดฮายาชิ
- ความเป็นโลหะ (ดาราศาสตร์)
- จักรวาลวิทยาเชิงกายภาพ
- พลศาสตร์นิวตันแบบปรับปรุงใหม่
- พลาสมา (สถานะของสสาร)
- ฟิสิกส์ดาราศาสตร์
- วงโคโรนา
- วัตถุดำ
- สภาวะสมดุลอุทกสถิต
- หลุมขาว
- อสมมาตรของแบริออน
- เลนส์ความโน้มถ่วง
- เส้นเวลากราฟิกของจักรวาล
- เส้นเวลากราฟิกของบิกแบง
- เส้นเวลากราฟิกของยุคแห่งดวงดาว
สสารวิเทศ
- ของเหลวผลควบแน่นโพส–ไอน์สไตน์
- ดาวนิวตรอน
- ดาวแคระขาว
- นิวทริโน
- พลาสมาควาร์ก–กลูออน
- รูหนอน
- สภาพนำยวดยิ่ง
- สสารมืด
หรือที่รู้จักกันในชื่อ สสารเสื่อมอิเล็กตรอนสสารเสื่อมนิวตรอน