Hva hindrer en nøytronstjerne kollapser?

Hver stjerne er et resultat av et gigantisk balansegang. Tyngdekraften trekker i, og noe annet skyver ut. De "noe annet" endres avhengig av masse og alder av stjernen. Solen, for eksempel, i et konstant slag. Internt press fra et hav av hydrogen og helium skyver utover mot gravitasjonstrykket skapt av en masse 330.000 ganger Jordens. Som forholdene endres, balansering krefter skifte og stjernen utvikler seg, kanskje ender sitt liv som en nøytronstjerne.

Kvantemekanikk trinn i

Partikler på sine minste skalaer - slike ting som atomer, elektroner, protoner og nøytroner - følge reglene for kvantemekanikk. En av disse reglene kalles en eksklusjonsprinsippet. I hovedsak er det et spesielt tilfelle av sunn fornuft regelen om at to ting ikke kan okkupere samme plass på samme tid. Sent i en stjerne liv, når helium i kjernen er erstattet med karbon, krymper kjernen. På en viss radius, vil elektronene nekte å krympe noe mer, fordi så langt som de er opptatt av, vil de være opptar den samme plassen som andre elektroner. De presser tilbake mot kraften fra tyngdekraften med en kraft som kalles elektron degenerasjonstrykk.

Fighting Trykk

Så, hvis du tenker på elektroner som bittesmå isoporkuler rundt kjernen, da er det ikke rom for en annen Styrofoam ball å presse inn, vil kjernen stoppe krymper. Skjebnen til stjernen er bestemt av sin masse. Hvis de resterende massen av stjernen er mindre enn Chandrasekhar grensen - ca 1,4 ganger så massiv som solen - da det er der det stopper. Helium og hydrogen drift unna; den varme karbon blir igjen. Det blir en varm hvit dverg. Men før eller senere, kjøler det ned til en klump av kull. Hvis, derimot, er mer massiv enn 1,4 ganger massen til sola stjernen, venter en annen skjebne.

Going Big

Mer massive stjerner skape mer varme og brenne sine drivstoff raskere, noe som skaper en annen blanding av atomer, og endte med en jernkjerne. Dette er når elektronet degenerasjonstrykk blir viktig for disse stjernene. Men hvis elektroner er som isoporkuler, er alvoret i massiv stjerne som en 10-tonns vekt. Gravitasjonskraften er så sterk at elektronene er klemt bort. De trenger ikke sprute ut hvor som helst; de er presset så hardt ned i jernkjerner som de presser rett inn protonene, endre protoner til nøytroner.

Få oppmerksomhet

Nå er det en nøytronstjerne. Men, som for å være sikker på at alle vet om den store endringen, kunngjør stjernen arrangementet. Konverteringen av alle disse protoner til nøytroner er typen som sammenbruddet av en brusboks, du kan hoppe på den om og om igjen og ingenting skjer, så det begynner og plutselig kan er flat. Det samme skjer med omlegging til nøytroner: når det begynner det til løpene. På mindre enn et sekund en jernkjerne størrelsen på solen endres til en solid, super-tett kjerne bare noen få miles tvers. Resten av stjernen krasjer ned etter det, treffer mot solid kjerne, og eksploderer i universet i en supernova.

Hvorfor ikke fortsette?

Når kjernen konverterer til nøytroner den krymper til en diameter som er bestemt av massen av stjernen. Grunnen til at det stopper på at radius går tilbake til kvantemekanikken. Nøytroner oppføre seg på samme måte som elektronene gjorde: de kan ikke oppta samme plass som med hverandre; slik at de skyver tilbake med noe som kalles nøytron degenerasjonstrykk. Og det er derfor en nøytronstjerne ikke holder kollapset.

Med mindre stjernen er enda mer massiv. Hvis den gjenværende stjernen har mer enn tre ganger massen til sola da den krasjer gjennom nøytron forfall og blir et svart hull.