Astronomie

Kann die Sonne entartete Materie enthalten?

Kann die Sonne entartete Materie enthalten?

Entartete Materie (Neutronium) gilt als sehr dicht und ab einer gewissen Menge instabil – im Sinne von Kollaps und Fusion. Das Ergebnis wäre eine massive Fusionsdetonation. Eine solche Detonation könnte dazu führen, dass die Sonne ihre Photosphäre verliert und das innere Sonnensystem mit einer Strahlungswelle kocht. Dieses Ereignis wird in Robert Sawyers Buch "The Oppenheimer Alternative" erfreulich beschrieben. Die Entdeckung des Neutronenkerns erfolgt jedoch durch die Identifizierung eines vorübergehenden Anstiegs der Produkte des CNO-Fusionszyklus, von dem angenommen wird, dass er 20 Millionen Kelvin benötigt, während die Kerntemperatur der Sonne „nur“ 15 Millionen Kelvin beträgt. Diese Fusionsprodukte werden durch Sonnenspektroskopie nachgewiesen.

Kann ein solcher Neutronenkern existieren? Wenn es tat existieren, wie könnten die Nebenprodukte des CNO-Zyklus vor der eigentlichen Explosion identifiziert werden? Ich meine, wenn das Neutronium degeneriert, verschmilzt und die Temperatur der Sonne erhöht, um die CNO-Fusion zu ermöglichen, dann wird die Explosion nicht passieren? Vor Hat eines der Photonen der Explosion Zeit, die Sonne so weit aufzuheizen, dass CNO-Produkte in den Spektren nachweisbar sind?

EDIT: Zum Glück gibt es hier viele Leute, die schlauer sind als ich und trotzdem nett genug sind, es nett zu zeigen. Ich werde versuchen, die Fakten des Romans ohne Spoiler zu erklären (Eher wie die Beschreibung der Phänomene von Red Matter in Star Trek (2009) ohne die Handlung zu verderben)

  1. Edward Teller präsentiert bei einem Kolloquium in Los Alamos drei Sonnenspektren aus den Jahren 1929, 1938 und 1945
  2. Fermi bemerkt, dass das zweite Spektrum wegen der starken Kohlenstoffabsorptionslinien nicht von unserer Sonne, sondern von einem Stern der F-Klasse ist
  3. Teller folgert, dass unserer Sonne um 1938 etwas passiert ist, um sie ein wenig aufzuheizen, um die C-N-O-Fusion auszulösen
  4. Oppenheimer berichtet von Neumanns Wetterdaten, dass die Erde während dieser „Periode“ tatsächlich statistisch wärmer war. Er fügt hinzu, dass das Problem weder bei den Spektrographenplatten von Bethe noch bei der Berechnung von Teller liege. Oppenheimer sagt vielmehr, dass die Sonne tatsächlich ein "Problem" hat
  5. Oppenheimer erinnert sich an Publikationen von Zwicky und Landau, die einen Neutronenkern für unsere Sonne vermuteten.
  6. Oppenheimer erinnert sich an ein Papier, das er zusammen mit Robert Serber schrieb, das Landaus Arbeit mit Berechnungen widerlegte, wonach ein Neutronenkern mit mehr als 0,1 Sonnenmassen instabil wäre.
  7. Die Instabilität des Neutronenkerns würde sich als heißere Sonne manifestieren
  8. Oppenheimer beginnt zu sagen, dass eine solche Instabilität vorübergehend ist, und Teller unterbricht ihn, um herauszuplatzen, dass das instabile Neutronium von der Sonne ausgestoßen würde
  9. Teller fährt fort, dass ein Neutronenkern durch eine Implosion gebildet würde, und vergleicht ihn dann mit dem Prozess, der in der Atombombe FatMan passiert, bei der eine explosive Anordnung verwendet wird, um einen Plutoniumkern zu implodieren. Das unvermeidliche Ergebnis, das er sagt, ist eine Explosion (Es ist unklar, ob er Spaltung oder vielleicht seinen eigenen Dämon meint, Fusion)
  10. Hans Bethe berechnet dann anhand der erwarteten Größe eines Neutronenkerns, der bekannten Größe der Sonne und der Opazität der Sonne, dass die nach außen explodierende entartete Materie in 90 Jahren auf die Photosphäre treffen würde.

An dieser Stelle werde ich die anderen wirklich sachkundigen Leute hier zu diesen Punkten und ihrer Wahrhaftigkeit kommentieren lassen. Ich werde jedoch immer noch von der Idee verfolgt, dass ein kleines, wirklich schweres Objekt (mikroskopisches Schwarzes Loch, Weißer Zwerg usw.) von unserer Sonne eingefangen werden könnte und dann Instabilität auslösen könnte.


Die Antwort darauf, ob ein normaler Stern einen Kern aus entarteten Neutronen enthalten kann, ist ein Ja. Thorne & Zytkow 1977 erstellten numerische Modelle, bei denen ein Neutronenstern in das Zentrum eines massiven Riesen- oder Überriesensterns eingebettet wird, umgeben von einer großen Gashülle. In diesem Szenario ist die Hauptenergiequelle nicht die Kernfusion, sondern die Gravitationskontraktion von Materie, die von der inneren Hülle auf den äußeren Kern strömt. Die Energieerzeugungsverhältnisse sind $$L_{ ext{nuc}}/Lapprox0.04,quad L_{ ext{grav}}/L=0.96$$ für Sterne mit $M_{ ext{tot}}leq10M_{odot}$, wie oben bilden sich konvektive Hüllen. Die Modelle sagen unabhängig von der Masse ein gewisses Maß an Schalenverbrennung voraus, mit Wasserstoff-, Helium- und Kohlenstoff-brennenden Schichten außerhalb des Kerns. In den inneren Regionen sind die Temperaturen um Größenordnungen höher als für den CNO-Zyklus erforderlich, der bei etwa 15 Millionen Kelvin tatsächlich (nicht 20 Millionen K) einsetzt und die p-p-Kette bei etwa 17 Millionen K dominiert.

Thorne & Zytkow haben das gefunden für $M_{ ext{tot}}<2M_{odot}$, waren die Hüllen gegenüber radialen adiabatischen Pulsationen instabil, was bedeutet, dass es wahrscheinlich nicht möglich ist, die Analyse auf den Fall der Sonne auszudehnen - bei dieser Masse ist das Objekt ziemlich anfällig für Instabilitäten. Trotzdem bin ich ziemlich zuversichtlich, dass wir feststellen könnten, ob sich im Sonnenkern ein entartetes Objekt befindet; Im Gegensatz zum Roten Riesen oder Überriesen gibt es keine große Hülle, um ihn zu verbergen, und die Masse des Neutronensterns wäre zumindest vergleichbar mit der Masse der Sonne selbst oder (viel wahrscheinlicher) übersteigen sie.


Einige Punkte zur Stabilität der neutronenentarteten Materie: Das Problem liegt eigentlich bei kleinen Mengen, nicht bei großen Mengen. Kleine Mengen können nicht durch ihre eigene Schwerkraft gebunden bleiben; die damit verbundenen Drücke sind einfach zu hoch, und der Solarkern ist bei weitem nicht hoch genug, um die Stabilität aufrechtzuerhalten. Optimistisch bräuchtest du irgendwo im $0.1M_{odot} ext{-}0.2M_{odot}$ Reichweite für die Stabilität auf ein Minimum, obwohl ich überrascht wäre, wenn eine so geringe Masse entarteter Materie auf natürliche Weise erzeugt würde - ein Neutronenstern mit einer typischeren Masse müsste wahrscheinlich irgendwie an Masse verlieren.


Es gibt Probleme mit dem oben beschriebenen Szenario.

Erstens müsste der CNO-Zyklus, wenn er funktionieren sollte, über Millionen/Milliarden von Jahren laufen, um die relativen Häufigkeiten von CNO in der Sonnenphotosphäre merklich zu beeinflussen. Denn der Kern ist in eine Strahlungszone eingebettet, in der nur vergleichsweise langsame Mischprozesse ablaufen.

Eine viel offensichtlichere Signatur eines Anstiegs der solaren Kerntemperatur wäre ein dramatischer Anstieg der Geschwindigkeit, mit der Neutrinos aus der pp-Kette entdeckt wurden. Da nicht klar ist, wann die Geschichte spielt, könnte es sein, dass es Prä-Neutrino-Detektoren sind, die sofort oder anders bestätigt hätten, ob der Kern der Sonne heißer war, als er sein sollte.

Zweitens besteht der Nettoeffekt im üblichen CNO-Zyklus darin, den Kohlenstoff des Kerns in Stickstoff umzuwandeln. Im Gegensatz zu Punkt #2 wäre die photosphärische Signatur der CNO-Verbrennung (und der Aufwärtsmischung) ein Überschuss an Stickstoff und eine Verarmung an Kohlenstoff.

Drittens erfordert die Oppenheimer/Serber-Idee eines entarteten Neutronenkerns, dass der Neutronenkern Mehr massiv als $0,1-0,2 Mio._{odot}$. Es sind Neutronenkernmassen geringer als die, die sich nicht bilden könnten und nicht stabil sein könnten.

Angesichts der Schaffung (irgendwie) eines Neutronenkerns mit $M>0,1 Mio._{odot}$ , würde die Sonne sehr schnell zu einem roten Überriesen werden. Wie schnell? Es wäre im Grunde die Kelvin-Helmholtz-Zeitskala der Hüllkurve. Die Leuchtkraft des Kerns würde schnell auf etwa ansteigen 10.000 $ L_{odot}$ (aufgrund von Akkretion auf den Kern, nicht CNO-Brennen, z. B. siehe Cannon et al. 1992), was angesichts der potentiellen Gravitationsenergie eine KH-Zeitskala von etwa 100-1000 Jahren für die Hülle ergibt.

Die "Explosion nach außen" wäre nicht wirklich eine Explosion, sondern vielmehr eine Ausdehnung und Verdünnung der äußeren Sonnenschichten, so dass sie die Erde verschlingt.

Der Zeitrahmen, um Beweise dafür durch das Brennen von CNOs zu sehen, wäre viel länger als der Expansionszeitraum, den ich gedacht hätte. Der CNO-Zyklus läuft bei typischen Brenntemperaturen nicht einmal auf Zeitskalen von weniger als etwa einer Million Jahren vollständig ab.

Wahrscheinlich sollte ich das Buch nicht lesen...


Entartung

Entartete Materie ist Materie, deren Eigenschaften durch die Quantenmechanik bestimmt werden. Diese Materie kann sich ganz anders verhalten als die uns bekannte Materie kann man als entartete Materie das Gegenstück zu Materie bezeichnen, die das ideale Gasgesetz respektiert. Materie entartet unter dem enormen Druck sehr dichter stellarer Überreste.

Wird der Kern eines Sterns komprimiert, kommen sich die Atome und die Elektronen im Kern immer näher. Normalerweise tritt eine solche Kompression auf, wenn die Temperatur im Kern sinkt und folglich auch der thermische Druck, der der Schwerkraft entgegenwirkt, abnimmt. Aber die Elektronen können sich nicht näher kommen, als es die Gesetze der Quantenmechanik erlauben. Nach diesen Gesetzen ist es nicht möglich, dass mehr als zwei Elektronen im selben Atom denselben Quantenzustand haben können. Das heißt, wenn Materie bis zu einem gewissen Grad komprimiert ist, erzeugt das Pauli-Ausschlussprinzip einen Gegendruck, den sogenannten Entartungsdruck, der eine weitere Kontraktion der Materie verhindert. Durch diesen Entartungsdruck kann die Materie einen viel höheren Druck aushalten, als sie ohne Entartung aushalten könnte. Eine wichtige Konsequenz ist, dass der Druck entarteter Materie nicht mehr wie bei normaler Materie von der Temperatur abhängt, wenn durch Temperaturerhöhung auch ein Gas seinen Druck erhöht (siehe ideales Gasgesetz). Diese Tatsache spielt unter anderem bei der Supernova Typ Ia eine entscheidende Rolle. Durch eine weitere Erhöhung des Drucks auf die entartete Materie kommt es aufgrund des Pauli-Ausschlussprinzips immer noch zu keiner weiteren Kompression, sondern die Geschwindigkeit, mit der sich die Elektronen bewegen, nimmt zu. Auf diese Weise kann der Druck auf entartete Materie noch erhöht werden, ohne dass die Materie zusammenbricht. Wenn der Druck jedoch bis zu einem bestimmten Punkt (der Chandrasekhar-Grenze) erhöht wird, nähern sich die Elektronen der Lichtgeschwindigkeit. Es gibt nichts in diesem Universum, das die Lichtgeschwindigkeit erreichen oder überschreiten kann. An diesem Punkt kann der Entartungsdruck den Druck der Materie nicht mehr tragen und die Materie bricht plötzlich zusammen. In der Astronomie geschieht dies mit Kernkollaps-Supernovae (Typ II, Typ Ib und Typ Ic Supernova).

Der nächste "Stopp" der Materie ist ein Neutronenstern. Die meisten Elektronen und Protonen des Vorläufersterns wurden durch den enormen Druck buchstäblich ineinander gepresst und bilden Neutronen. Sie können sich den Neutronenstern als einen riesigen Kern vorstellen, der aus fast nichts als Neutronen besteht. Es ist extrem kompakt. Um dies besser zu verstehen, stellen Sie sich die Größe eines normalen Atoms so groß wie ein Fußballstadion vor. In einem solchen Atom hätte der Kern in seiner Mitte die Größe eines Reiskorns. Der ganze andere Raum wäre leer mit nur den noch kleineren Elektronen, die darin herumfliegen. Ein Neutronenstern ist so kompakt, weil das ehemalige Atom (oder Fußballstadion) jetzt in die Größe eines Kerns (oder Reiskorns) selbst gequetscht ist. Tatsächlich besteht der Neutronenstern immer noch aus einzelnen Atomkernen, aber fast nahtlos zusammengepackt.

Nun gilt das Pauli-Ausschlussprinzip nicht nur für Elektronen, sondern für alle Teilchen, die Fermionen genannt werden (die alle halbzahlige Spinteilchen wie Protonen, Neutronen, Myonen und andere sind). Anstelle der Elektronenentartung wird der Neutronenstern also gegen den Kollaps durch Neutronenentartung gehalten, mit dem Hauptunterschied, dass der Neutronenentartungsdruck viel höher ist. Das gleiche Pauli-Ausschlussprinzip gilt, ein Neutron muss seinen eigenen Quantenzustand (oder Raum) einnehmen und kann nicht weiter komprimiert werden. Wenn wir noch einmal einen noch höheren Druck ausüben, indem wir dem Neutronenstern mehr Materie hinzufügen, führt dies zu höheren Geschwindigkeiten der schwingenden Neutronen. Erreicht die Masse eines Neutronensterns 3 Sonnenmassen, erreicht die Geschwindigkeit der Neutronen wieder Lichtgeschwindigkeit und der Neutronenstern kann sein Eigengewicht nicht mehr tragen. Diese Grenze wird Tolman-Oppenheimer-Volkhof-Grenze genannt und ist analog zur Chandrasekhar-Grenze der elektronenentarteten Materie. Der Neutronenstern kollabiert zu einem theoretischen Objekt namens Quarkstern. Diese Quarksterne wurden noch nicht entdeckt und sind derzeit nur eine Hypothese.


Ein Star in der Krise

Im letzten Kapitel haben wir die Lebensgeschichte eines Sterns mit einer Masse wie der der Sonne verlassen, kurz nachdem er zum zweiten Mal in den Rot-Riesen-Bereich des HR-Diagramms aufgestiegen war und einige seiner äußeren Schichten abgestreift hatte einen planetarischen Nebel bilden. Denken Sie daran, dass in dieser Zeit die Ader des Sterns durchlief eine “Energiekrise”. Zu Beginn seines Lebens, während einer kurzen stabilen Periode, war Helium im Kern heiß genug geworden, um zu Kohlenstoff (und Sauerstoff) zu verschmelzen. Aber nachdem dieses Helium aufgebraucht war, befand sich der Kern des Sterns wieder ohne Druckquelle zum Ausgleich der Schwerkraft und begann sich zusammenzuziehen.

Dieser Zusammenbruch ist das letzte Ereignis im Leben des Kerns. Da die Masse des Sterns relativ gering ist, kann er seine Kerntemperatur nicht hoch genug anheben, um eine weitere Fusionsrunde zu beginnen (genauso wie dies bei Sternen mit größerer Masse möglich ist). Der Kern schrumpft weiter, bis er eine Dichte erreicht, die fast eine Million Mal der Dichte von Wasser entspricht! Das ist 200.000-mal größer als die durchschnittliche Dichte der Erde. Bei dieser extremen Dichte tritt ein neues und anderes Verhalten der Materie ein und hilft dem Stern, einen endgültigen Gleichgewichtszustand zu erreichen. Was vom Stern übrig bleibt, wird dabei zu einem der Seltsamen weiße Zwerge die wir in The Stars: A Celestial Census kennengelernt haben.


Kann die Sonne entartete Materie enthalten? - Astronomie

Die Sonne entstand, wie wir bereits sagten, vor etwa 4,57 Milliarden Jahren, als eine Wolke aus relativ kaltem, dünnem Gas zu kollabieren begann. Dies könnte durchaus durch eine nahegelegene Supernova verursacht worden sein. Als es sich zusammenzog, begann die Innentemperatur zu steigen, bis bei etwa 5 bis 10 Millionen K die Kernreaktionen begannen, Wasserstoff im Proton-Proton-Zyklus in Helium umzuwandeln. Es gibt noch einen weiteren Zyklus, den Kohlenstoff/Stickstoff/Sauerstoff-Zyklus, aber die Sonne ist nicht groß genug, um die dafür notwendigen Temperaturen zu erzeugen. Die Energie, die versucht zu entkommen, wirkt der Schwerkraft entgegen, so dass die Sonne aufhörte, sich zusammenzuziehen und ein Stabilitätsniveau erreichte, das sie bis heute behält.

Wenn die Sonne Wasserstoff verbrennt, baut sich im Kern Helium auf und die Temperatur der Sonne steigt. In etwa einer Milliarde Jahren wird es etwa 3 % größer als heute und etwa 10 % heller sein. Die Temperatur auf der Erde wird möglicherweise erheblich ansteigen, bis die Meere und Ozeane zu kochen beginnen. An diesem Punkt würde die Erde kein Leben mehr unterstützen. Die Sonne wird weiter wachsen und leuchtender werden, wenn mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. In etwa 5 Milliarden Jahren, sobald der gesamte Wasserstoff im Kern in Helium umgewandelt ist, produziert der Kern nicht mehr genug Energie, um die Schwerkraft zu bekämpfen, und beginnt sich zusammenzuziehen, wodurch sich der Kern aufheizt. Die Hitze reicht aus, um in einer Hülle um den Kern herum Wasserstoff zu verbrennen. Dadurch dehnen sich die äußeren Schichten weiter aus und vergrößern die Sonne. Dies ist der Beginn der Sonne, ein roter Riese zu werden.

Sobald die Temperatur im Kern 100 Millionen K erreicht hat, beginnt eine weitere Kernreaktion, bei der Helium in Kohlenstoff umgewandelt wird über der Triple-Alpha-Prozess, bei dem sich zwei Helium-4-Atome zu Beryllium-8 verbinden, das sich dann mit einem dritten Helium-4-Atom zu Kohlenstoff-12 verbindet. In Sternen wie der Sonne beginnt die Heliumverbrennung sehr schnell aufgrund des Vorhandenseins von entarteter Materie im zentralen Kern durch den extremen Druck, der während der Kontraktion ausgeübt wird. Dies ist als "helium-Flash" bekannt. Danach beruhigt sich die Sonne zu einer stabilen Heliumverbrennung, die etwa eine Milliarde Jahre dauern sollte. Die dabei entstehende Wärme dehnt die äußeren Schichten noch stärker aus, und schließlich wird die Sonne auf das 200- bis 250-fache ihres heutigen Durchmessers anwachsen, obwohl sie durch den erzeugten Sonnenwind vielleicht ein Drittel ihrer heutigen Masse verliert. Dadurch wird es so groß, dass es sich über die aktuelle Umlaufbahn der Erde hinaus erstreckt, obwohl sich die Erde aufgrund des Drucks des Sonnenwinds wahrscheinlich weiter herausbewegt haben wird. Auf jeden Fall wäre die Erdoberfläche extrem heiß und sie würde ihr gesamtes Wasser und den größten Teil ihrer Atmosphäre verloren haben.

Sobald das gesamte Helium in Kohlenstoff umgewandelt ist, zieht sich der Kern wieder zusammen. Die Sonne ist nicht groß genug, um die für eine weitere Fusion erforderlichen Temperaturen erzeugen zu können. Ein thermisches Ungleichgewicht führt dazu, dass es seine äußeren Schichten abbläst, um einen planetarischen Nebel zu bilden. Hier ist ein Beispiel dafür, wie der planetarische Nebel aussehen könnte. Der verbleibende Kern zieht sich zusammen, bis der Elektronenentartungsdruck jede weitere Kontraktion stoppt. Übrig bleibt ein extrem heißer weißer Zwergstern von der Größe der Erde, der aber etwa zwei Drittel der aktuellen Sonnenmasse wiegt. Da keine Kernreaktionen stattfinden, strahlt der Weiße Zwerg seine Wärme langsam ab, kühlt ab und wird immer röter. Hypothetisch geben Weiße Zwerge schließlich ihre ganze Wärme auf, um zu Schwarzen Zwergen zu werden, und im Fall der Sonne zeigt die Theorie, dass dies wahrscheinlich mindestens 500 Milliarden Jahre dauern wird, vielleicht sogar noch länger.


Kann die Sonne entartete Materie enthalten? - Astronomie

Die Sonne, der der Erde am nächsten liegende Stern

EIN Star ist eine massive, leuchtende Plasmakugel, die durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten wird. Der der Erde am nächsten gelegene Stern ist die Sonne, die die meiste Energie des Planeten liefert. Einige andere Sterne sind während der Nacht für die Erde sichtbar und erscheinen aufgrund ihrer immensen Entfernung als eine Vielzahl von festen Leuchtpunkten. Historisch wurden die prominentesten Sterne in Konstellationen und Asterismen gruppiert, und die hellsten Sterne erhielten Eigennamen.

Zumindest für einen Teil seines Lebens leuchtet ein Stern aufgrund der thermonuklearen Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium in seinem Kern, wobei Energie freigesetzt wird, die das Innere des Sterns durchquert und dann in den Weltraum strahlt. Sobald der Wasserstoff im Kern eines Sterns fast erschöpft ist, werden fast alle natürlich vorkommenden Elemente, die schwerer als Helium sind, während der Lebensdauer des Sterns durch stellare Nukleosynthese und bei einigen Sternen durch Supernova-Nukleosynthese, wenn er explodiert, erzeugt. Gegen Ende seiner Lebensdauer kann ein Stern auch entartete Materie enthalten. Astronomen können die Masse, das Alter und die Metallizität sowie viele andere Eigenschaften eines Sterns bestimmen, indem sie seine Bewegung durch den Raum, die Leuchtkraft bzw. das Spektrum beobachten. Die Gesamtmasse eines Sterns ist die wichtigste Determinante für seine Entwicklung und sein letztendliches Schicksal. Andere Eigenschaften von Sternen, einschließlich Durchmesser und Temperatur, ändern sich im Laufe ihres Lebens, während die Umgebung des Sterns seine Rotation und Bewegung beeinflusst.

Das Leben eines Sterns beginnt mit dem Gravitationskollaps eines gasförmigen Nebels, der hauptsächlich aus Wasserstoff zusammen mit Helium und Spuren schwerer Elemente besteht. Sobald der Sternkern ausreichend dicht ist, wird Wasserstoff durch Kernfusion stetig in Helium umgewandelt und dabei Energie freigesetzt.


Elektronenentartete Materie

Robert Forward schlug einmal vor, dass Diamant stark genug sei, um elektronenentartete Materie (weißes Zwergsternmaterial) zu enthalten.

Ich würde gerne ein paar grundlegende Einblicke in die Physik bekommen. Es ist halb für einen Story-Zweck und halb persönliche Neugier. Einige Fragen die ich habe sind:

1) Welcher Druck wäre erforderlich, um elektronenentartete Materie einzuschließen. Könnten Materialien auf Diamant- oder Buckytube-Basis theoretisch die erforderliche Festigkeit aufweisen?

1a) Ich erhalte die Spannung in einem dünnwandigen Druckbehälter Druck*r/2t , was gleich (3/2)* Druck * (umschlossenes Volumen) / (Gefäßvolumen) ist. Dickwandige Gefäße sind komplizierter, ich habe nicht viel Einblick in die Spitzenbelastung für diese.

2) Welche Dichten wären erreichbar?

3) Wie viel Energie/kg ist innerhalb weniger Größenordnungen (hoffentlich 1-2, aber so genau wie möglich) erforderlich, um die Kompression durchzuführen? Ich nehme an, ich stelle mir eine adiabatische Kompression vor, aber wenn es ein anderes vernünftiges Modell gibt, würde mich das auch interessieren. Würde die benötigte Energie stark durch das ursprüngliche Ausgangsmaterial oder die Phase (zB fest, flüssig, gasförmig, Wasserstoff, Wasser, Eisen) beeinflusst? Würde das Quellenmaterial die Antwort auf 2 (erreichbare Dichte) beeinflussen?

3a) Wie heiß würde das komprimierte Material werden?

5) Gibt es eine bekannte oder halb-plausible Methode, um so viel Druck zu erzeugen?

6) Würden Fusionsbedingungen unter solchen Bedingungen möglicherweise spontan auftreten, wenn Wasserstoff verwendet würde? Wenn Deuterium verwendet wurde? (Dies könnte auch einen Einblick in 5 geben.)


Antworten und Antworten

Drakkith - das macht Sinn. Vielen Dank!

Ich würde davon ausgehen, dass wir noch haben müssen

wobei ##K## die kinetische Energie des Elektrons ist. Das heißt, es kann nicht "zu ultra-relativistisch" sein, wo die kinetische Energie der Elektronen des höchsten Niveaus sich ##E_f## nähert und entartet bleibt.

Nicht sicher. Mein Verständnis ist, dass die kinetische Energie der Elektronen in entarteter Materie ziemlich hoch sein kann, wobei die Geschwindigkeiten einen erheblichen Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit für Elektronen in den höheren Energieniveaus betragen. Beachten Sie, dass die Fermi-Energie als Differenz zwischen dem größten und dem kleinsten besetzten Energieniveau definiert ist, daher müssen einige Elektronen definitionsgemäß Energien sehr nahe ##E_F## haben, wenn die Materie entartet ist.

Aber wie gesagt, ich bin hier kein Experte.

c für einen guten Teil der gefüllten Zustände.

Ich glaube, Sie verstehen das Ausmaß des Problems nicht, mit dem wir es zu tun haben - ein weißer Zwergstern enthält die anderthalbfache Masse der Sonne in einem Volumen von der Größe der Erde. Die Dichten nähern sich der atomaren Skala, doch das Material ist immer noch ein ionisiertes Plasma. Aus diesem Grund beginnen sich die Elektronenzustände zu überlagern und das Pauli-Ausschlussprinzip muss angewendet werden, sonst würde der gesamte Stern unter der Schwerkraft auf die Größe eines Kerns kollabieren.

Aber kehren wir zu Ihrer ursprünglichen Frage zu Elektronen im relativistischen Regime zurück. Wenn Sie einen Stern mit niedriger Dichte, aber extrem hoher Temperatur haben, ist seine Bewegung möglicherweise relativistisch, aber nicht entartet. Für einen Stern mit einer sehr hohen Dichte wird er entartet, und wenn Sie immer mehr Teilchen hinzufügen, werden ihre Energien immer größer, was durch das Pauli-Ausschlussprinzip erforderlich ist, bis sie den Punkt erreichen, an dem ihre Bewegungen relativistisch werden. Obwohl dies überaus große Energien sind, sind sie immer noch die minimal mögliche Energie, die durch das Ausschlussprinzip bereitgestellt wird, und liegen unterhalb der Fermi-Energie.


Schlüsselkonzepte und Zusammenfassung

Im Laufe ihrer Evolution werfen Sterne ihre äußeren Schichten ab und verlieren einen erheblichen Teil ihrer ursprünglichen Masse. Sterne mit Massen von 8 (M_< ext>) oder weniger können genug Masse verlieren, um zu Weißen Zwergen zu werden, deren Massen weniger als die Chandrasekhar-Grenze (ca. 1,4 (M_< ext>)). Der von entarteten Elektronen ausgeübte Druck hält Weiße Zwerge davon ab, sich auf noch kleinere Durchmesser zusammenzuziehen. Schließlich kühlen weiße Zwerge ab und werden zu schwarzen Zwergen, stellaren Überresten, die hauptsächlich aus Kohlenstoff, Sauerstoff und Neon bestehen.


Was ist entartete Materie? (Mit Bildern)

Entartete Materie ist eine bizarre Form exotischer Materie, die in den Kernen massereicher Sterne entsteht, in der Atome oder sogar subatomare Teilchen so eng gepackt sind, dass die primäre Druckquelle nicht mehr thermisch, sondern quantenmäßig ist – diktiert durch die Beschränkungen des Pauli-Ausschlussprinzips die behauptet, dass keine zwei Teilchen den gleichen Quantenzustand einnehmen können. Unter bestimmten Umständen ist es auch nützlich, Leitungselektronen in Metallen wegen ihrer hohen Dichte als entartete Materie zu behandeln. Entartete Materie, insbesondere metallischer Wasserstoff, wurde zuvor in einem Labor mit Drücken von über einer Million Atmosphären (>100 GPa) erzeugt.

Entartete Materie ist insofern einzigartig, als ihr Druck nur teilweise von der Temperatur diktiert wird und der Druck sogar dann bestehen würde, wenn die Temperatur der Materie auf den absoluten Nullpunkt gesenkt würde. Dies ist ganz anders als die idealen Gase, die wir im Physikunterricht lernen, bei denen Temperatur und Druck/Volumen eng miteinander verbunden sind.

In der Reihenfolge zunehmender Dichte gehören zu den häufigsten Formen entarteter Materie metallischer Wasserstoff, der in großen Mengen im Kern massereicher Planeten wie Jupiter und Saturn vorhanden ist Weiße Zwerge, die in Weißen Zwergen vorkommen, aus denen unsere Sonne eines Tages Neutronium werden wird, gefunden in Neutronensterne, der Endpunkt der Sternentwicklung für Sterne von 1,35 bis etwa 2,1 Sonnenmassen, Fremde Materie oder Quark-Materie, die ebenfalls in sehr massereichen Sternen existieren.

Bei Weißen Zwergen wird das Material als elektronenentartete Materie bezeichnet, weil nicht genügend Energie vorhanden ist, um die Elektronen zu Atomkernen zu kollabieren und Neutronium zu produzieren. Bei Neutronensternen wird das Material als neutronenentartete Materie bezeichnet, weil der Druck so groß ist, dass Elektronen mit Protonen zu Materie verschmelzen, die nur aus Neutronen besteht. Unter normalen Bedingungen degenerieren freie Neutronen in etwa 15 Minuten in ein Proton und ein Elektron, aber unter dem enormen Druck eines Neutronensterns ist reine Neutronenmaterie stabil.

Die extremste Form entarteter Materie, Strange Matter, wird in Quarksternen vermutet, Sternen mit einer Masse irgendwo zwischen Neutronensternen und Schwarzen Löchern, in denen sich die Bestandteilsquarks der Neutronen entkoppeln und eine Quarksuppe entsteht. Quarksterne sind ein möglicher Kandidat für die mysteriöse Dunkle Materie, die den größten Teil der Masse der beobachteten Galaxien ausmacht.

Michael ist ein langjähriger InfoBloom-Mitarbeiter, der sich auf Themen aus den Bereichen Paläontologie, Physik, Biologie, Astronomie, Chemie und Futurismus spezialisiert hat. Michael ist nicht nur ein begeisterter Blogger, sondern interessiert sich besonders für Stammzellforschung, regenerative Medizin und Therapien zur Lebensverlängerung. Er arbeitete auch für die Methusalem Foundation, das Singularity Institute for Artificial Intelligence und die Lifeboat Foundation.

Michael ist ein langjähriger InfoBloom-Mitarbeiter, der sich auf Themen aus den Bereichen Paläontologie, Physik, Biologie, Astronomie, Chemie und Futurismus spezialisiert hat. Michael ist nicht nur ein begeisterter Blogger, sondern interessiert sich besonders für Stammzellforschung, regenerative Medizin und Therapien zur Lebensverlängerung. Er arbeitete auch für die Methusalem Foundation, das Singularity Institute for Artificial Intelligence und die Lifeboat Foundation.


Beweise dafür, dass Sterne bei ihrer Entwicklung viel Masse verlieren können

Ob ein Stern ein Weißer Zwerg wird oder nicht, hängt davon ab, wie viel Masse im Roten Riesen und in früheren Phasen der Evolution verloren geht. Alle Sterne, die Massen unter der Chandrasekhar-Grenze haben, wenn ihnen der Treibstoff ausgeht, werden zu Weißen Zwergen, egal mit welcher Masse sie geboren wurden. Aber welche Sterne verlieren genug Masse, um diese Grenze zu erreichen?

Eine Strategie zur Beantwortung dieser Frage besteht darin, junge, offener Clusters (die in Star Clusters diskutiert wurden). Die Grundidee besteht darin, nach jungen Sternhaufen zu suchen, die einen oder mehrere Weiße Zwergsterne enthalten. Denken Sie daran, dass massereichere Sterne alle Stadien ihrer Entwicklung schneller durchlaufen als weniger massereiche. Angenommen, wir finden einen Sternhaufen, der ein Mitglied des Weißen Zwergs hat und auch Sterne auf der Hauptreihe enthält, die die sechsfache Masse der Sonne haben. Dies bedeutet, dass nur Sterne mit Massen größer als 6 MSonne Zeit hatten, ihren Vorrat an Kernenergie zu erschöpfen und ihre Entwicklung zum Weißen Zwerg abzuschließen. Der zum Weißen Zwerg gewordene Stern muss also eine Hauptreihenmasse von mehr als 6 . gehabt haben MSonne, da Sterne mit geringerer Masse noch keine Zeit hatten, ihre Kernenergiespeicher aufzubrauchen. Der Stern, der zum Weißen Zwerg wurde, muss also mindestens 4,6 . losgeworden sein MSonne so dass seine Masse zum Zeitpunkt der Einstellung der Kernenergieerzeugung weniger als 1,4 betragen könnte MSonne.

Astronomen suchen weiterhin nach geeigneten Sternhaufen, um diesen Test durchzuführen, und die bisherigen Beweise deuten darauf hin, dass Sterne mit Massen bis zu etwa 8 MSonne können genug Masse verlieren, um ihr Leben als Weiße Zwerge zu beenden. Sterne wie die Sonne werden wahrscheinlich etwa 45% ihrer ursprünglichen Masse verlieren und zu Weißen Zwergen mit Massen von weniger als 1,4 . werden MSonne.

Schlüsselkonzepte und Zusammenfassung

Im Laufe ihrer Evolution werfen Sterne ihre äußeren Schichten ab und verlieren einen erheblichen Teil ihrer ursprünglichen Masse. Sterne mit Massen von 8 MSonne oder weniger können genug Masse verlieren, um Weiße Zwerge zu werden, deren Massen weniger als die Chandrasekhar-Grenze (ca MSonne). Der von entarteten Elektronen ausgeübte Druck hält Weiße Zwerge davon ab, sich auf noch kleinere Durchmesser zusammenzuziehen. Irgendwann kühlen weiße Zwerge ab, um zu werden schwarzer Zwergs, stellare Überreste, die hauptsächlich aus Kohlenstoff, Sauerstoff und Neon bestehen.