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 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, 固定,為了計算方便,這裡假定。
引力勢能為
考慮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。電子氣體呈費米-狄拉克分布,在零溫下,這是動量空間中的一個球(費米球),其半徑叫做費米動量。 顯然,總電子個數和總能量為:
因子2來自於自旋,,叫做色散關係。在高質量恆星中,需要使用相對論性關係。 我們可以從上式中消去:
.
總能量為:
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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