Áp suất thoái hóa của điện tử là áp suất mà khi một ngôi sao khổng lồ sử dụng hết nhiên liệu hạt nhân và suy sụp dưới trọng trường của chính nó, nếu ngôi sao có khối lượng dưới giới hạn Chandrasekhar, sự suy sập bị ngăn lại bởi áp suất thoái hóa của điện tử, và ngôi sao trở thành một sao lùn trắng ổn định. Áp suất này được tạo ra bởi lực Coulomb giữa các electron (lực đẩy electron).

Nếu ngôi sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, trọng trường của nó sẽ đủ lớn để thắng áp suất thoái hóa của điện tử, và sao tiếp tục quá trình suy sập vượt qua giai đoạn sao lùn trắng, trở thành một sao neutron, sao quark hoặc lỗ đen.

Sau khi hình thành nguyên mẫu có kích thước Mặt trời, lõi của nó sẽ trở nên dày đặc hơn theo thời gian do bức xạ.Lõi cuối cùng trở nên dày đặc và đủ nóng để phản ứng tổng hợp hydro diễn ra.Trong giai đoạn cuối của cuộc đời của ngôi sao, lõi sẽ tiếp tục nung chảy hydro cho đến khi nó cạn kiệt và các lớp bên ngoài bắt đầu hợp nhất hydro, trong khi thải helium vào lõi.Lõi sẽ đủ lớn để nó bắt đầu co lại và cuối cùng nó sẽ bị thoái hóa điện tử do mật độ cao.

Tuy nhiên, khi lõi trở nên dày hơn và đặc hơn, nó đạt đến nhiệt độ có thể xảy ra phản ứng tổng hợp, nhưng nó không trở nên đủ đậm đặc để vật chất trở nên thoái hóa electron, phải không?Chỉ sau này, khi hydro của ngôi sao cạn kiệt, nó mới trở nên đủ đậm đặc cho điều đó.

Vậy tại sao các lõi khí khổng lồ sẽ bị thoái hóa điện tử, nhưng không đủ nóng để hợp hạch hạt nhân?Không phải chúng nên bắt đầu nung chảy trước khi chúng có thể bị thoái hóa điện tử, như các ngôi sao làm gì?Tôi có hiểu nhầm khái niệm này hoàn toàn không, hay có nhiều điều hơn nó mô tả?

Áp suất thoái hóa của điện tử là áp suất mà khi một ngôi sao khổng lồ sử dụng hết nhiên liệu hạt nhân và suy sụp dưới trọng trường của chính nó, nếu ngôi sao có khối lượng dưới giới hạn Chandrasekhar, sự suy sập bị ngăn lại bởi áp suất thoái hóa của điện tử, và ngôi sao trở thành một sao lùn trắng ổn định. Áp suất này được tạo ra bởi lực Coulomb giữa các electron (lực đẩy electron).

Nếu ngôi sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, trọng trường của nó sẽ đủ lớn để thắng áp suất thoái hóa của điện tử, và sao tiếp tục quá trình suy sập vượt qua giai đoạn sao lùn trắng, trở thành một sao neutron, sao quark hoặc lỗ đen.

Áp suất thoái hóa của điện tử là áp suất mà khi một ngôi sao khổng lồ sử dụng hết nhiên liệu hạt nhân và suy sụp dưới trọng trường của chính nó, nếu ngôi sao có khối lượng dưới giới hạn Chandrasekhar, sự suy sập bị ngăn lại bởi áp suất thoái hóa của điện tử, và ngôi sao trở thành một sao lùn trắng ổn định. Áp suất này được tạo ra bởi lực Coulomb giữa các electron (lực đẩy electron).

Nếu ngôi sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, trọng trường của nó sẽ đủ lớn để thắng áp suất thoái hóa của điện tử, và sao tiếp tục quá trình suy sập vượt qua giai đoạn sao lùn trắng, trở thành một sao neutron, sao quark hoặc lỗ đen.

thử nghiệm để xem liệu áp lực thoái hóa có đáng kể hay không là so sánh kTkT với năng lượng Fermi EFEF

Năng lượng Fermi là mức năng lượng mà tất cả các trạng thái năng lượng sẽ bị chiếm giữ trong một khí fermion thoái hóa hoàn toàn.Nó được đưa ra bởi (đối với các điều kiện không tương đối)EF= frach22m left( frac38 pi right)2/3n2/3,EF= frach22m left( frac38 pi right)2/3n2/3,trong đó mm và nn là khối lượng và mật độ số của các fermion (trong trường hợp này là các electron).

Nếu EF ggkTEF ggkT, thì khí có thể được coi là thoái hóa hoàn toàn và các điện tử gây áp lực thoái hóa không tương đối.Nếu EF sim10kTEF sim10kT thì các electron bị thoái hóa một phần. Trong cả hai trường hợp này, áp suất do các electron gây ra đều cao hơn nhiều so với lượng khí hoàn hảo, vì một phần lớn các electron chiếm năng lượng cao (và động lượng) tiểu bang.

Thoái hóa có thể đạt được bằng cách có nhiệt độ thấp hoặc mật độ số lượng lớn của fermion.Trong một sao lùn trắng, các điện tử bị thoái hóa hoàn toàn vì mật độ số điện tử cực kỳ cao.Trong một người khổng lồ khí, mật độ electron không nơi nào cao bằng, nhưng sau đó nhiệt độ thấp hơn rất nhiều và do đó chúng đạt đến trạng thái thoái hóa một phần.

Áp suất của khí thoái hóa một phần cao hơn so với khí hoàn hảo ở cùng mật độ và nhiệt độ.Quan trọng hơn, áp suất chỉ phụ thuộc rất nhiều vào nhiệt độ.Khi một người khổng lồ khí tỏa ra năng lượng tiềm năng của nó, nó có thể làm điều đó trong khi chỉ co lại rất nhẹ và lõi không đủ nóng để bắt đầu phản ứng tổng hợp hạt nhân.

Lưu ý rằng áp suất thoái hóa và áp suất nhiệt không phải là hai điều khác nhau.Cả hai chỉ phát sinh do hậu quả của các hạt có phân bố mô men và tuân theo (trong trường hợp này) thống kê Fermi-Dirac để xác định cách chúng chiếm giữ các trạng thái năng lượng có thể.Biểu thức P=nkTP=nkT chỉ đơn giản là một xấp xỉ thuận tiện cho các fermion chỉ giữ khi EF llkTEF llkT và bản chất lượng tử của các hạt không rõ ràng.

Về cơ bản, Pauli exclusion principle nói rằng hai fermion (trong trường hợp này là các electron) không thể ở cùng một trạng thái lượng tử.Để mở rộng: Không có hai electron trong nguyên tử có thể chia sẻ cùng một số cho four quantum numbers , các thuộc tính giúp mô tả trạng thái của hạt.Số lượng tử là gì?Hậu quả quan trọng ở đây là không có hai electron có thể có cùng mức spin và mức năng lượng.

Trong một ngôi sao lùn trắng hoặc một ngôi sao neutron, các fermion được đóng gói rất gần nhau và có khá nhiều lực do trọng lực.Tuy nhiên, nguyên tắc loại trừ chiến thắng.Các fermion gần nhau phải có mức năng lượng khác nhau;điều này dẫn đến sự khác biệt về năng lượng và áp suất áp suất degeneracy , chống lại lực hấp dẫn.Trên một giới hạn khối lượng nhất định (Chandrasekhar limit , khoảng $$\sim1.40M _ {\ odot} $), áp suất thoái hóa electron không còn đủ nữa;sao lùn trắng sụp đổ thành một ngôi sao neutron.Dường như có một giới hạn tương tự đối với các sao neutron, trong đó áp suất thoái hóa neutron không thể hỗ trợ tàn dư chống lại trọng lực và nó sụp đổ thành một lỗ đen.

Áp suất thoái hóa của điện tử là áp suất mà khi một ngôi sao khổng lồ sử dụng hết nhiên liệu hạt nhân và suy sụp dưới trọng trường của chính nó, nếu ngôi sao có khối lượng dưới giới hạn Chandrasekhar, sự suy sập bị ngăn lại bởi áp suất thoái hóa của điện tử, và ngôi sao trở thành một sao lùn trắng ổn định. Áp suất này được tạo ra bởi lực Coulomb giữa các electron (lực đẩy electron).

Nếu ngôi sao có khối lượng lớn hơn giới hạn Chandrasekhar, trọng trường của nó sẽ đủ lớn để thắng áp suất thoái hóa của điện tử, và sao tiếp tục quá trình suy sập vượt qua giai đoạn sao lùn trắng, trở thành một sao neutron, sao quark hoặc lỗ đen.