DEJENERE GAZLAR
Dejenere gazlar, normal madde molekülleri yerine elektron, proton ve nötron gibi fermiyonlardan oluşan gazlardır. Sıradan metallerde ve beyaz cücelerin içindeki elektron gazı iki örnektir. Pauli dışlama ilkesini takiben, her kuantum durumu işgal eden yalnızca bir fermiyon olabilir. Dejenere bir gazda, tüm kuantum durumlar Fermi enerjisine kadar doldurulur. Yıldızların çoğu normal termal gaz basıncı ile kendi yerçekimlerine karşı desteklenirken, beyaz cüce yıldızlarda destek kuvveti içlerindeki elektron gazının dejenerasyon basıncından gelir. Nötron yıldızlarında, dejenere parçacıklar nötronlardır.
Belirli bir enerji seviyesinin altındaki tüm kuantum durumlarının doldurulduğu bir fermantasyon gazına tamamen dejenere olan fermantasyon gazı denir. Bu enerji seviyesi ile en düşük enerji seviyesi arasındaki farka Fermi enerjisi denir.
ELEKTRON DEJENERASYONU
Termal etkilerin baskın olduğu sıradan bir fermantasyon gazında, mevcut elektron enerji seviyelerinin çoğu doldurulmaz ve elektronlar bu durumlara hareket etmekte serbesttir. Parçacık yoğunluğu arttıkça, elektronlar düşük enerji durumlarını aşamalı olarak doldurur ve ilave elektronlar düşük sıcaklıklarda bile yüksek enerji seviyelerini işgal etmeye zorlanır. Dejenere gazlar, Pauli hariç tutma prensibi nedeniyle elektronlar zaten dolu düşük enerji seviyelerine hareket edemediğinden, daha fazla sıkıştırmaya kuvvetle karşı koyarlar. Elektronlar daha düşük enerji düzeylerine geçerek enerji veremediğinden, hiçbir termal enerji alınamaz. Bununla birlikte, fermantasyon gazındaki fermantasyonların momentumu, “dejenerasyon basıncı” olarak adlandırılan basınç üretir.
Yüksek yoğunluklarda, elektronların tümü ana atomlarından soyulduğunda madde dejenere bir gaz haline gelir. Bir yıldızın çekirdeğinde, nükleer füzyon reaksiyonlarında hidrojen yanması durduğunda, çekirdeklerden sıyrılmış bir elektron denizinde yüzen, pozitif yüklü iyonlar , büyük ölçüde helyum ve karbon çekirdekleri topluluğu haline gelir . Dejenere gaz neredeyse mükemmel bir ısı iletkendir ve sıradan gaz yasalarına uymaz. Beyaz cücelerherhangi bir enerji ürettikleri için değil, yavaş yavaş yayılan büyük miktarda ısıyı hapseddikleri için aydınlıktır. Normal gaz ısıtıldığında ve genişlediğinde daha yüksek basınç uygular, ancak dejenere bir gazdaki basınç sıcaklığa bağlı değildir. Gaz süper sıkıştırıldığında, parçacıklar daha çok katı gibi davranan dejenere gaz üretmek için birbirine doğru konumlandırılır. Dejenere gazlarda kinetik enerjilerelektronları oldukça yüksektir ve elektronlar ile diğer parçacıklar arasındaki çarpışma oranı oldukça düşüktür, bu nedenle dejenere elektronlar ışık hızına yaklaşan hızlarda büyük mesafeler kat edebilir. Sıcaklık yerine, dejenere bir gazdaki basınç sadece dejenere parçacıkların hızına bağlıdır; bununla birlikte, ısı eklenmesi elektronların çoğunun hızını arttırmaz, çünkü tamamen dolu kuantum durumlarında sıkışırlar. Basınç sadece parçacıkların kütlesi tarafından arttırılır, bu da parçacıkları birbirine yaklaştıran yerçekimi kuvvetini arttırır. Bu nedenle, fenomen, maddenin kütlesi artarsa, nesnenin büyüdüğü maddede normalde bulunanın tam tersidir. Dejenere gazda kütle arttığında basınç artar, ve parçacıklar birbirine yakınlaşırlar, böylece nesne küçülür. Dejenere gaz çok yüksek yoğunluklara sıkıştırılabilir, tipik değerler santimetre küp başına 10.000 kilogramdır.
Elektron dejenere bir nesnenin kütlesi için bir üst sınır vardır, Chandrasekhar sınırı , bunun ötesinde elektron dejenerasyon basıncının nesneyi çökmeye karşı destekleyemez. Sınır, beyaz cüce yıldızların (elektron başına 2 baryon ile karbon ve oksijen) beklenen tipik bileşimlere sahip nesneler için yaklaşık 1.44 güneş kütlesidir. Bu kütle eşiği sadece Newton yerçekimi altında ideal elektron dejenerasyon basıncı ile desteklenen bir yıldız için uygundur; içerisinde genel görelilikte gerçekçi Coulomb düzeltme ile, karşılık gelen yük kapasitesi yaklaşık 1.38 güneş kütlesi olup. [8]Sınır, kütlenin mevcut elektron sayısına oranını etkilediğinden, nesnenin kimyasal bileşimi ile de değişebilir. Kütle çekim kuvvetine karşı koyan nesnenin dönüşü, herhangi bir nesne için limiti de değiştirir. Bu sınırın altındaki göksel nesneler , yakıt biten yıldız çekirdeklerinin kademeli olarak daralmasıyla oluşan beyaz cüce yıldızlardır . Bu büzülme sırasında, çekirdekte bir elektron-dejenere gaz oluşur ve daha fazla çökmeye direnmek için sıkıştırıldığından yeterli dejenerasyon basıncı sağlar. Bu kütle sınırının üstünde, bunun yerine bir nötron yıldızı (kısmen nötron dejenerasyon basıncı ile desteklenir) veya bir kara delik oluşabilir.
NÖTRON DEJENERASYONU
Nötron dejenerasyonu, elektron dejenerasyonuna benzerdir ve dejenere bir nötron gazından gelen basınçla kısmen desteklenen nötron yıldızlarında gösterilir. [9] Çöküş, beyaz bir cücenin çekirdeği yaklaşık 1.4 güneş kütlesini aştığında meydana gelebilir ki bu Chandrasekhar limiti olup, üstündeki çökme dejenere elektronların basıncıyla durdurulmaz. Yıldız çöktükçe, elektronların Fermi enerjisi, nötron üretmek için protonlarla birleşmesinin enerjisel olarak elverişli olduğu noktaya yükselir (ters beta bozunması yoluyla , elektron yakalama ve “nötronizasyon” olarak da adlandırılır ). Sonuç, nükleer maddeden oluşan son derece kompakt bir yıldızdırBu, ağırlıklı olarak, bazen nötronyum olarak adlandırılan , dejenere proton ve elektron gazlarının (ve daha yüksek yoğunluklarda, müonlar) küçük bir karışımı olan dejenere bir nötron gazıdır .
Dejenere bir nötron gazındaki nötronlar, bir elektron dejenere gazdaki elektronlardan çok daha yakın aralıklıdır, çünkü daha büyük nötron çok daha kısa bir dalga boyuna sahiptir.belirli bir enerjide. Tipik ayrımlar, nötronun büyüklüğü ve güçlü nükleer kuvvetin aralığı ile karşılaştırılabilir ve aslında, esas olarak 0.7 güneş kütlelerinden daha büyük olan (tüm ölçülen nötron yıldızlarını içeren) nötron yıldızlarını destekleyen küçük ayrımlarda ikincisinin itici doğasıdır.). Nötron yıldızları ve beyaz cüceler söz konusu olduğunda, bu fenomen, nötron yıldızları içindeki basınçların beyaz cücelerdekinden çok daha yüksek olması gerçeğiyle daha da artmaktadır. Basınç artışına, bir nötron yıldızının kompaktlığının yerçekimi kuvvetlerinin benzer kütleye sahip daha az kompakt bir gövdeden çok daha yüksek olmasına neden olması neden olur. Sonuç, beyaz cücenin binde biri büyüklüğünde bir yıldızdır.
Nötron-dejenere bir nesnenin kütlesi için bir üst sınır vardır, elektron dejenere nesneler için Chandrasekhar sınırına benzer olan Tolman – Oppenheimer-Volkoff sınırı . İdeal nötron dejenerasyon basıncı ile desteklenen nesneler için sınır sadece 0.75 güneş kütlesidir. [10] o bağlıdır, baryon etkileşimi gibi daha gerçekçi modeller için kesin sınır, bilinmeyen devletin denklemler son derece doğru bir model henüz mevcut olmadığı için nükleer madde olan. Bu sınırın üzerinde, bir nötron yıldızı karadeliğe veya yozlaştırılmış maddenin diğer daha yoğun formlarına çökebilir. [a]
PROTON DEJENERASYONU
Proton içeren yeterince yoğun madde, elektron dejenere maddede elektron dejenerasyon basıncına benzer bir şekilde proton dejenerasyon basıncını yaşar: yeterince küçük bir hacimle sınırlanan protonlar, Heisenberg belirsizlik ilkesi nedeniyle momentumlarında büyük bir belirsizliğe sahiptir . Bununla birlikte, protonlar elektronlardan çok daha büyük olduğu için, aynı momentum protonlar için elektronlardan çok daha düşük bir hızı temsil eder. Sonuç olarak, yaklaşık eşit sayıda proton ve elektronla ilgili olarak, proton dejenerasyon basıncı elektron dejenerasyon basıncından çok daha küçüktür ve proton dejenerasyonu genellikle elektron dejenere maddenin durum denklemlerine bir düzeltme olarak modellenir .
KUARK DEJENERASYONU
Nötron dejenerasyonunun desteklediğinden daha büyük yoğunluklarda, kuark maddenin oluşması beklenir. Bu hipotezin kuark-dejenere durumları temsil eden çeşitli varyasyonları önerilmiştir. Garip madde , her zamanki yukarı ve aşağı kuarklara ek olarak garip kuarklar içerdiği varsayılan dejenere bir kuark gazıdır . Renkli süperiletken malzemeler, kuarkların elektriksel süperiletkenlerde Cooper eşleştirmesine benzer bir şekilde eşleştiği kuarkların dejenere gazlarıdır.. Kuark-dejenere maddenin çeşitli önerilen biçimleri için durum denklemleri, büyük kuvvet etkileşimlerinin modellenmesinin zorluğu nedeniyle, büyük ölçüde değişmektedir ve genellikle zayıf bir şekilde tanımlanmaktadır .
Kuark-dejenere madde, nötron-dejenere maddenin durum denklemlerine bağlı olarak nötron yıldızlarının çekirdeklerinde oluşabilir. Nötron-dejenere nesneler için Tolman – Oppenheimer-Volkoff kütle sınırının üzerindeki nesnelerin çökmesiyle oluşan varsayımsal kuark yıldızlarında da ortaya çıkabilir . Bu durumlarda kuark-dejenere maddenin hiç oluşup oluşmadığı, ikisi de iyi bilinmeyen hem nötron-dejenere maddenin hem de kuark-dejenere maddenin durum denklemlerine bağlıdır. Kuark yıldızları, nötron yıldızları ve kara delikler arasında bir ara kategori olarak kabul edilir.
