Астрономія
Меню сайту
Статистика

Онлайн всього: 1
Гостей: 1
Користувачів: 0

Принцип Паулі

На електрони в ядрі звертається мало уваги. Всіх дослідників цікавило, як з’єднуються ядра атомів зірки, виділяючи при цьому енергію. Але в атомі є й електрони. Атом в цілому електрично нейтральний. При високих температурах ці електрони відриваються від своїх ядер. Вільні електрони в зірці сильно стиснуті, і вони перші з усіх інших складових частин матерії відчувають вплив квантових ефектів.

Справа в тому, що правило, відоме як „принцип заборони Паулі” (за іменем Вольфганга Паулі, що відкрив дане правило), стверджує, що в будь-якій даній області не можуть існувати 2 електрона, що знаходяться в одному і тому ж стані. Це правило разом з твердженням квантової теорії, що електрон не „точкова” частинка, а займає невеликий об’єм, дозволяє прийти до висновку, що неможливо як завгодно густо упакувати групу електронів.

Стан електрона визначається його енергією, імпульсом і станом власного обертання (спіном). Імпульс – це добуток маси на швидкість електрона; він вказує наскільки швидко і в якому напрямі рухається електрон. Стан обертання вказує на те, як електрон обертається навколо своєї осі. Число можливих електронних станів, як в стані з найменшою енергією, так і в будь-якому стані з більшою енергією, обмежене. Принцип Паулі стверджує, що в будь-якому даному об’ємі неможливо помістити занадто багато електронів, що знаходяться в одному стані. Так, якщо ми почнемо упаковувати їх, почавши зі стану з найменшою енергією, скоро виявиться, що для поміщення додаткових електронів треба перейти до стану з все більшою енергією. Можна упакувати лише строго обмежену кількість електронів з енергією, яка не перевищує будь-яке задане значення.

Таким чином, в зірці є колектив електронів з різними енергіями, починаючи з найнижчої. Суміш цих електронів з різними енергіями, імпульсами і спінами породжує власний тиск, який протидіє будь-якому подальшому стиску речовини. В умовах, коли заповнені всі нижчі енергетичні стани, говорять, що колектив електронів став виродженим.

Можна зробити висновок, що менш масивна зірка легше, ніж її масивна суперниця, досягає стану, коли тиск виродженого електронного газу зупиняє стиск. Де ж така межа, яка розділяє „менш” і „більш” масивні зірки?

Критична маса зірки, нижче якої тиск вироджених електронів може підтримати рівновагу зірок, була вперше вирахувана Чандрасекаром на початку 30-х років. Отримана ним відповідь, добре відома зараз як межа Чандрасекара, рівна приблизно 1,4 маси Сонця. Таким чином, зірки з масами, не більше ніж на 40% перевищують масу Сонця, можуть утриматися в рівновазі і вижити. Зірки, з масою більше за рівноважну, вижити не можуть і продовжують скорочуватися далі.

1) якщо початкова маса ядра зірки менше, ніж 1,2 маси Сонця, то вона перетворюється в білого карлика.

2) якщо початкова маса ядра 1,2 – 2,4 мас Сонця, то зірка перетворюється в нейтронну зірку.

3) якщо маса зірки знаходиться в межах 2,5 – 3 маси Сонця, то зірка перетворюється в чорну діру.  

Форма входу
Пошук
Copyright MyCorp © 2017Зробити безкоштовний сайт з uCoz