ماده تباهیده

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد

ماده تباهیده ماده‌ای است که چگالی آن به طرز غیر معمولی زیاد است، به گونه‌ای که عامل اصلی فشار آن را می‌توان به اصل طرد پاولی نسبت داد.[۱] فشار حفظ شده توسط بدنه یک جسم تباهیده را فشار تبهگنی می نامند و از آنجا ناشی می‌شود که بنا بر اصل طرد پاولی ذرات تشکیل دهنده نمی‌توانند وضعیت‌های کوانتومی یکسانی را اشغال کنند.

تبهگن یک حالت ناپایدار است.[۲] حالتی است که خود به خود از بین می رود. مثلاً سطح صاف یک قله و یک چاله را در نظر بگیرید. یک گلوله در روی یک سطح صاف در حالت پایدار قرار دارد. در توی چاله این پایداری بیشتر است چرا که اگر گلوله با نیرویی رانده شود اگر در روی سطح صاف باشد دیگر به حالت قبل بر نمی‌گردد. اما در چاله بسته به شکل چاله و عمق آن و همچینن میزان نیرو های وارد بر گلوله ؛ گلوله ممکن است دو باره به حالت قبل خود بر گردد. اما در روی قله اگر نیروهای وارد بر گلوله دقیقاً یکدیگر را خنثی کنند گلوله آن بالا می ایستد ولی با کوچکترین نیرویی از آن حالت خارج شده و دیگر به آن نقطه باز نخواهد گشت . نوع نیرو های وارد بر گلوله در بعد از این نقطه با نوع نیروها در آن نقطه متفاوت خواهد بود که در حالت سطح صاف چنین نیست یعنی گلوله بعد از جابجایی کمابیش حالتی مانند قبل از جابجایی را دارد. با این مقدمه به قله؛ یک حالت تبهگن می گوییم. تبهگنی در فیزیک کوانتوم: این البته در فیزیک کوانتومی و هسته ای شکل پیچیده تری دارد. در آنجا آنچه به عنوان تبهگنی شناخته می شود تبهگنی در حالت انرژی است. یک اتم یا یک هسته را با انرژی ای که به آن نسبت می دهیم مشخصه گذاری می کنیم . یعنی این انرژی یکی از مختصاتی است که رفتار اتم یا هسته را بیان می کند. حالا با توجه به این انرژی و نوع ذره رفتار آن را معین می کنیم. در بعضی از انرژی ها ذره رفتار ناپایداری را نشان می دهد که به این حالت حالت تبهگن می گویند.

فشار تبهگنی الکترون (Electron Degeneracy Pressure)[ویرایش]

فشار در یک ستاره کوتوله سفید به دلیل ترکیب ویژگی‌های ذره و موج مانند الکترون بالا می‌رود. طبق مکانیک کوانتومی، فقط امکان دارد تعداد معینی از الکترون‌ها در یک فضای ثابت به زور جا داده شوند، در هسته‌ی خورشید در این لحظه فضای زیادی وجود دارد، ولی هنگامی که هسته به یک ستاره‌ی کوتوله‌ی سفید تبدیل شود، خیلی خیلی کوچک‌تر شده و اندازه‌ای چگال خواهد شد که یک قاشق چایخوری از مواد جمع شده از ستاره جرمی به بزرگی یک کامیون مواد را شامل می‌شود. الکترون‌ها در فضای کوچک‌تری چپانده می‌شوند و مقاومت آن‌ها به دلیل به زور جای‌گرفتن باعث به وجود آمدن فشار وحشتناکی می‌شود (اصطلاح تکنیکی آن فشار تبهگنی الکترون است) که رمبش ستاره را درون خود متوقف می‌کند. فشار تبهگنی الکترون فقط می‌تواند ستاره‌ها را در یک جرم بحرانی معین پشتیبانی کند. این جرم بحرانی، حد چاندراسخار (Chandrasekhar Limit) گفته می‌شود،که تقریباً یک چهارم مرتبه از جرم خورشید پرجرم‌تر است.

فشار تبهگنی نوترون (Neutron Degeneracy Pressure)[ویرایش]

ستاره نوترونی ستاره‌ای است که توسط فشار تبهگنی نوترونی از رمبش حفظ می‌شود. درست شبیه فشار تبهگنی الکترون ولی با این تفاوت که از نوترون‌ها بیشتر از الکترون‌ها استفاده کرده است. نوترون‌ها فقط وقتی این فشار را اعمال می‌کنند که در یک فضای بی‌نهایت کوچک چپانده شده باشند. اگر بر فرض مثال هسته‌ی ستاره‌ای برای تشکیل یک ستاره‌ی نوترونی برمبد، در کسری از ثانیه اندازه‌اش برای مثال از بیست هزار کیلومتر به بیست کیلومتر کاهش می‌یابد. قبل از رمبش، هسته شدیداً چگال بوده است. بعد از آن، یک قاشق چایخوری از موادی که از ستاره‌ی نوترونی برداشته‌ایم، حاوی جرمی معادل با یک کوه خواهد بود. می‌دانیم که ستاره‌ی نوترونی به این روش تشکیل می‌شود، چون بعضی از ستاره‌های نوترونی پالس‌هایی از امواج رادیویی گسیل می‌کنند و این پالس‌ها موقعیت رخداد برای ابرنواختر آشکار می‌نمایند. احتمال دیگر این است که رمبش هرگز متوقف نمی‌شود. وزن بیشینه‌ای وجود دارد که می‌تواند با فشار تبهگنی نوترونی خنثی شود و اگر این وزن افزوده شود، هیچ چاره‌ای برای توقف رمبش ستاره وجود ندارد. که در این صورت یک سیاه‌چاله به وجود خواهد آمد.

منابع[ویرایش]

  1. An Introduction to Modern Astrophysics §16.3 "The Physics of Degenerate Matter- Carroll & Ostlie, 2007, Second edition. ISBN 0-8053-0402-9
  2. https://en.wikipedia.org/wiki/Degenerate_energy_levels