錢德拉塞卡極限的推導步驟是怎樣的?

作為天文愛好者,好奇心驅使我不僅僅想了解白矮星、中子星、黑洞這些學術辭彙,還想知道其背後的原理,比如說推導的過程。我很想知道為什麼單從一個泡利不相容原理,就能夠推算出臨界質量=1.4倍太陽質量。

以我目前的物理數學水平,看不懂錢本人的論文,希望專業人士能夠以科普的方式,介紹一下其推導的過程。


寫下恆星靜力學平衡方程。
寫下引力貢獻的壓強
寫下電子簡併壓
即可

另一種方法是寫下引力勢能,寫下電子簡併壓帶來的能量(可用,限制在體積為V =  frac{4pi}{3}  R^3 的球中的自由電子氣的能量,來做近似),兩者加在一起。顯然半徑越小,引力勢能越小,而電子兼并壓帶來的能量越大,故此存在一個能量最低值,是為靜力學平衡點。但若恆星質量太大,最低值不存在,是為錢氏極限。

——
對於一個恆星來說,M, N, V 固定,為了計算方便,這裡假定V = frac{4pi }{3} R^3
引力勢能為E_g = - frac{3}{5} frac{G M^2}{R}
考慮L	imes L	imes L方盒中的零溫近自由電子氣。假定周期性邊界條件,則動量為m p = frac{2pihbar}{L}(n_x, n_y, n_z)。電子氣體呈費米-狄拉克分布varrho sim frac{1}{1 + exp((varepsilon_k(m p)-mu)/k_BT)},在零溫下,這是動量空間中的一個球(費米球),其半徑p_F叫做費米動量。 顯然,總電子個數N和總能量E為:
N = 2sum_{n_x,n_y,n_z} 	hetaBig(p_F - frac{2pi hbar}{L}sqrt{n_x^2+n_y^2+n_z^2} Big) approx frac{2V}{ hbar ^3}int_F frac{d^3 p}{(2pi)^3} = 2frac{4pi V}{3} frac{p_F^3}{h^3}
E_k = 2sum_{n_x,n_y,n_z} 	hetaBig(p_F - frac{2pi hbar}  {L}sqrt{n_x^2+n_y^2+n_z^2} Big) varepsilon_k(m p) approx frac{2V}{ hbar ^3}int_F frac{d^3 p}{(2pi)^3} varepsilon_k(m p) \
= frac{pi V c}{h^3} Big[ p_Fsqrt{p_F^2 + m^2c^2}(2p_F^2+m^2c^2)-m^4c^4mathrm{arcsinh}left(frac{p_F}{mc}
ight) Big] \
approx frac{2Vpi c}{h^3}p_F^4 left(1+ left(frac{mc}{p_F}
ight)^2 + mathcal OBig(frac{mc}{p_F}Big)^4
ight)
因子2來自於自旋,V = L^3 = frac{4pi}{3}R^3varepsilon_k(m p) 叫做色散關係。在高質量恆星中,需要使用相對論性關係varepsilon_k(m p) = sqrt{m p^2c^2 + m^2 c^4} approx p c + frac{m^2 c^3}{2p} + cdots。 我們可以從上式中消去p_F
E_k = frac{3}{8}left(frac{9}{4pi^2}
ight)^{1/3} frac{hc}{R} N^{4/3} + left(frac{3pi^2}{2}
ight)^{1/3} frac{m^2 c^3 R}{h} N^{2/3}.

總能量為:
E = E_g + E_k

恆星真實半徑 R 應當會使總能量最小。這裡有三種情況:總能量存在最小值且R&>0;總能量存在最小值但R=0;總能量不存在最小值。前兩者對應白矮星,後者對應更加質密的恆星,如中子星、黑洞等。

若使用非相對論性色散關係,則費米子動能與半徑平方呈反比,這比引力能的下降(與半徑呈反比)要快,因此體系總在某個 R&>0 處存在最小能量,故此錢氏極限並不存在。


大一數理方法下的小組作業弄過這個... @鍾德亮 他出的題目...
把東西貼上來吧...不過這裡主要都是數學

如果真的有人想看的話我可以把文本弄上來...不過我事後才知道,話說這部分內容朗道統計一上就有。


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