퇴화 물질

Degenerate matter

퇴화물질은[1] 파울리 배타원리가 열압에 가세하여 또는 열압 대신에 상당한 압력을 가하는 페르미온 물질의 고밀도 상태입니다.이 설명은 전자, 양성자, 중성자 또는 다른 페르미온으로 구성된 물질에 적용된다.이 용어는 주로 천체물리학에서 중력 압력이 매우 극단적이어서 양자역학적 효과가 현저한 조밀한 항성물체를 가리키는 데 사용됩니다.이러한 유형의 물질은 백색왜성과 중성자별과 같은 최종 진화 상태에 있는 별에서 자연적으로 발견되는데, 열 압력만으로는 중력 붕괴를 피할 수 없습니다.

퇴화 물질은 보통 이상적인 페르미 가스로 모델링되는데, 이는 상호작용하지 않는 페르미온의 집합체이다.양자역학적 기술에서, 유한한 부피로 제한된 입자는 양자 상태라고 불리는 분리된 에너지 집합만을 취할 수 있다.파울리 배제 원리는 동일한 페르미온이 동일한 양자 상태를 점유하는 것을 막는다.가장 낮은 총 에너지(입자의 열에너지가 무시할 수 있는 경우)에서는 가장 낮은 에너지 양자 상태가 모두 채워집니다.이 상태를 완전 퇴행성이라고 한다.이 퇴행성 압력은 절대 영하의 [2][3]온도에서도 0이 아닌 상태로 유지됩니다.입자를 추가하거나 부피를 줄이면 입자가 더 높은 에너지 양자 상태로 강제됩니다.이 경우 압축력이 필요하며 저항압력으로 나타난다.중요한 특징은 이 퇴행성 압력이 온도에 의존하지 않고 페르미온의 밀도에만 의존한다는 것이다.퇴행성 압력은 별의 열 구조와는 무관하게 조밀한 별들을 평형 상태로 유지합니다.

페르미온이 빛의 속도에 가까운 속도를 갖는 퇴화 질량을 상대론적 퇴화 물질이라고 한다.

퇴화 물질로 구성된 항성 물체인 퇴화 별의 개념은 원래 아서 에딩턴, 랄프 파울러, 아서 밀른의 공동 노력으로 개발되었습니다.에딩턴은 시리우스 B에 있는 원자들이 거의 완전히 이온화되고 밀집되어 있다고 주장했다.파울러는 백색왜성이 낮은 온도에서 퇴화된 입자의 기체로 구성되어 있다고 묘사했다.밀른은 축퇴물질이 콤팩트한 [4][5]별뿐만 아니라 대부분의 별 핵에서 발견된다고 제안했다.

개념.

주요 기사:페르미 가스

혈장이 냉각되고 압력이 증가하면 결국 혈장을 더 이상 압축할 수 없게 됩니다.이러한 제약은 두 페르미온이 같은 양자 상태를 공유할 수 없다는 파울리 배제 원리에 기인한다.이 고도로 압축된 상태에서는 입자를 위한 여분의 공간이 없기 때문에 입자의 위치가 매우 정의됩니다.고도로 압축된 플라즈마 입자의 위치는 매우 낮은 불확실성을 가지기 때문에 그 운동량은 매우 불확실하다.하이젠베르크 불확도 원리는 다음과 같이 말한다.

여기서 δp는 입자 운동량의 불확도이고 δx는 위치 불확도이다(그리고 δ는 환원 플랑크 상수이다).따라서 플라즈마가 차가워도 이러한 입자는 평균적으로 매우 빠르게 움직여야 한다.큰 운동 에너지는 물체를 매우 작은 공간으로 압축하기 위해서는 입자의 운동량을 조절하기 위해 엄청난 힘이 필요하다는 결론으로 이어진다.

압력이 온도에 비례하는 기존의 이상 기체와 달리

여기서 P는 압력, k는B 볼츠만의 상수, N은 입자 수(일반적으로 원자 또는 분자), T는 온도, V는 부피), 퇴화 물질에 의해 가해지는 압력은 온도에 의해 약하게만 좌우된다.특히 절대 영점 온도에서도 압력은 0이 아닌 상태를 유지합니다.비교적 낮은 밀도에서는 시스템을 이상적인 페르미 가스로 취급함으로써 완전히 퇴화된 가스의 압력을 유도할 수 있습니다.
여기서 m은 가스를 구성하는 개별 입자의 질량입니다.대부분의 입자들이 상대론적 에너지와 함께 양자 상태로 강제되는 매우 높은 밀도에서, 압력은 다음과 같이 주어진다.
여기서 K는 [6]가스를 구성하는 입자의 특성에 따라 다른 비례 상수이다.

고전 및 양자 이상 가스(페르미 가스, Bose 가스)의 3차원 압력 대 온도 곡선.

모든 물질은 정상 열압과 퇴행성 압력을 모두 경험하지만, 일반적으로 마주치는 가스에서는 열압이 너무 우세해서 퇴행성 압력을 무시할 수 있다.마찬가지로, 퇴행성 물질은 여전히 정상 열압력을 가지고 있으며, 퇴행성 압력은 온도가 전체 압력에 무시할 수 있을 정도로 지배적이다.인접한 그림은 페르미 가스의 압력이 냉각될 때 어떻게 포화되는지를 보여줍니다. 고전적인 이상 기체에 비해 말이죠.

퇴행성 압력이 보통 매우 높은 밀도로 지배하지만 퇴행성 압력을 결정하는 것은 퇴행성 압력과 열압의 비율이다.적색 거성의 헬륨 섬광 기간과 같이 온도가 충분히 급격하게 상승할 경우, 물질은 밀도를 낮추지 않고 퇴화되지 않을 수 있습니다.

퇴행성 압력은 전통적인 고체의 압력에 기여하지만, 이러한 압력에 대한 중요한 기여는 원자핵의 전기적 반발과 전자에 의한 서로 간의 핵 선별에 의해 제공되기 때문에 일반적으로 퇴행성 물질로 간주되지 않는다.금속의 자유 전자 모델은 대부분의 전자가 결합 양자 상태를 점유하는 것으로 간주되는 반면, 금속의 자유 전자 모델은 전도 전자만을 퇴화 기체로 간주함으로써 그들의 물리적 특성을 도출합니다.이 고체 상태는 대부분의 전자가 자유 입자 운동량 상태를 차지하는 것으로 취급되는 백색 왜성의 몸을 형성하는 퇴화 물질과 대조됩니다.

퇴화 물질의 특이한 예로는 중성자 퇴화 물질, 이상한 물질, 금속성 수소, 백색 왜성 물질이 있다.

축퇴 가스

퇴화 가스는 일반 물질의 분자가 아닌 전자, 양성자, 중성자와 같은 페르미온으로 구성된 가스이다.일반 금속과 백색왜성의 내부에 있는 전자 가스는 두 가지 예입니다.파울리 배제 원리에 따르면, 각각의 양자 상태를 차지하는 페르미온은 오직 한 개일 수 있다.퇴화 가스에서는 모든 양자 상태가 페르미 에너지까지 채워집니다.대부분의 별들은 보통의 열 가스 압력에 의해 중력에 대항해 지지되는 반면, 백색 왜성의 경우 지지력은 내부의 전자 가스의 축퇴 압력에서 나옵니다.중성자별에서 퇴화된 입자는 중성자이다.

주어진 에너지 수준 이하의 모든 양자 상태가 채워진 페르미온 가스를 완전 퇴화 페르미온 가스라고 합니다.이 에너지 준위와 최저 에너지 준위의 차이는 페르미 에너지로 알려져 있습니다.

전자 퇴화

주요 기사:전자 퇴행성 압력 및 백색왜성

열 효과가 지배적인 일반적인 페르미온 가스에서는, 이용 가능한 전자 에너지 레벨의 대부분이 채워지지 않고, 전자는 이러한 상태로 자유롭게 이동한다.입자 밀도가 높아짐에 따라 전자는 점차 낮은 에너지 상태를 채우고 추가 전자는 낮은 온도에서도 높은 에너지 상태를 차지하게 된다.파울리 배타 원리로 인해 전자가 이미 채워진 낮은 에너지 수준으로 이동할 수 없기 때문에 축퇴 가스는 더 이상의 압축에 강하게 저항합니다.전자는 낮은 에너지 상태로 이동해도 에너지를 포기할 수 없기 때문에 열에너지를 추출할 수 없다.그럼에도 불구하고 페르미온 가스에 있는 페르미온의 운동량은 "퇴행성 압력"이라고 불리는 압력을 생성한다.

고밀도 하에서는 모든 전자가 모원자로부터 제거되면 물질은 퇴화된 가스가 된다.핵융합 반응에서 수소가 연소하는 것을 멈추면, 별의 중심은 양전하를 띤 이온 집합이 되는데, 주로 헬륨과 탄소 핵이 핵에서 제거된 전자 바다에 떠 있다.퇴화 가스는 열의 거의 완벽한 전도체이며 일반적인 가스 법칙을 따르지 않습니다.백색왜성은 에너지를 생성하기 때문이 아니라 점차 방사되는 많은 양의 열을 가두었기 때문에 발광합니다.일반 가스는 가열되면 더 높은 압력을 가하고 팽창하지만, 축퇴 가스의 압력은 온도에 따라 달라지지 않는다.가스가 초압축되면 입자가 서로 바로 맞닿아 고체처럼 반응하는 축퇴 가스를 생성합니다.퇴화 가스에서는 전자의 운동 에너지가 매우 높고 전자와 다른 입자 사이의 충돌 속도가 매우 낮기 때문에 퇴화 전자는 빛의 속도에 근접하는 속도로 매우 먼 거리를 이동할 수 있습니다.온도 대신, 퇴화 가스의 압력은 퇴화 입자의 속도에만 의존합니다; 그러나 열을 더하는 것은 전자가 완전히 점유된 양자 상태에 있기 때문에 대부분의 전자의 속도를 증가시키지 않습니다.압력은 입자의 질량에 의해서만 증가하며, 이것은 입자를 더 가까이 끌어당기는 중력을 증가시킨다.따라서 이 현상은 물질의 질량이 증가하면 물체가 커지는 물질에서 흔히 볼 수 있는 것과 반대되는 현상이다.퇴화 가스는 질량이 커지면 중력에 의해 입자가 서로 가까워지기 때문에(그리고 압력이 높아지기 때문에) 물체가 작아진다.축퇴 가스는 매우 높은 밀도로 압축될 수 있으며, 일반적인 값은 입방 센티미터 당 10,000 킬로그램의 범위입니다.

전자 퇴화 물체의 질량에 대한 상한인 찬드라세카르 한계에는 전자 퇴화 압력이 붕괴에 대한 물체를 지탱할 수 없는 한계가 있습니다.백색왜성에 대한 전형적인 구성을 가진 물체의 한계는 약 1.44[7] 태양질량이다(전자당 2개의 바리온을 가진 탄소와 산소).이 질량 차단은 뉴턴 중력 하에서 이상적인 전자 퇴행성 압력에 의해 지지되는 별에만 적합하며, 일반 상대성 이론과 현실적인 쿨롱 보정을 통해 대응하는 질량 한계는 약 1.38 태양 [8]질량이 됩니다.한계치는 존재하는 전자 수에 대한 질량의 비율에 영향을 미치기 때문에 물체의 화학적 조성에 따라 변화할 수도 있습니다.중력에 대항하는 물체의 회전은 또한 어떤 특정한 물체의 한계를 변화시킨다.이 한계 이하의 천체는 백색왜성으로, 연료가 고갈된 별의 중심핵이 점차 줄어들면서 형성됩니다.이 수축 중에 코어 내에 전자 축퇴 가스가 형성되어 더 이상의 붕괴에 저항하기 위해 압축될 때 충분한 축퇴 압력을 제공한다.이 질량 한계를 초과하면 중성자 별(주로 중성자 축퇴압에 의해 지지됨) 또는 블랙홀이 대신 형성될 수 있다.

중성자 퇴화

주요 기사:중성자별

중성자 퇴행은 전자 퇴행과 유사하며 퇴행 중성자 [9]가스의 압력에 의해 부분적으로 지지되는 중성자 별에서 입증된다.붕괴는 백색왜성의 핵이 약 1.4 태양 질량을 초과할 때 발생하는데, 이것은 찬드라세카르 한계이며, 그 이상은 퇴화 전자의 압력에 의해 붕괴가 중단되지 않습니다.별이 붕괴함에 따라 전자의 페르미 에너지는 양성자와 결합하여 중성자를 생성하는 것이 에너지적으로 유리한 지점까지 증가한다(역 베타 붕괴를 통해, 전자 포획이라고도 함).그 결과 핵물질로 구성된 매우 콤팩트한 별이 탄생했는데, 핵물질은 주로 퇴화된 중성자 가스이며, 중성자 가스는 퇴화된 양성자와 전자 가스의 작은 혼합물이기도 합니다.

축퇴 중성자 가스의 중성자는 전자 축퇴 가스의 전자보다 훨씬 더 가깝게 떨어져 있는데, 더 무거운 중성자는 주어진 에너지에서 훨씬 짧은 파장을 가지고 있기 때문입니다.중성자별과 백색왜성의 경우, 중성자별 내부의 압력이 백색왜성보다 훨씬 더 높기 때문에 이러한 현상은 복합적으로 나타난다.압력 증가는 중성자별의 콤팩트함이 비슷한 질량을 가진 덜 콤팩트한 물체에 비해 중력이 훨씬 더 커지기 때문에 발생한다.그 결과 지름이 백색왜성의 1000분의 1 수준인 별이 탄생했다.

중성자 퇴화 물체의 질량 상한인 톨만-오펜하이머-볼코프 한계가 있는데, 이는 전자 퇴화 물체의 찬드라세카르 한계와 유사하다.이상적인 중성자 퇴행성 압력에 의해 지지되는 비상대론적 물체의 이론적 한계는 겨우 0.75 태양 [10]질량에 불과하다. 그러나 바리온 상호작용을 포함한 보다 현실적인 모델에서는 정확한 한계는 핵물질의 상태 방정식에 의존하기 때문에 아직 매우 정확한 모델을 이용할 수 없다.이 한계를 초과하면 중성자별은 블랙홀이나 다른 밀도가 높은 형태의 퇴행성 [a]물질로 붕괴될 수 있습니다.

양성자 퇴화

양성자를 포함한 충분히 조밀한 물질은 전자 축퇴 물질의 전자 축퇴 압력과 유사한 방식으로 양성자 축퇴 압력을 경험한다: 충분히 작은 부피로 제한된 양성자는 하이젠베르크 불확도 원리에 의해 운동량의 불확실성이 크다.하지만, 양성자가 전자보다 훨씬 더 크기 때문에, 같은 운동량은 전자보다 양성자에게 훨씬 더 작은 속도를 나타냅니다.그 결과 양성자와 전자의 수가 거의 같은 물질에서 양성자 퇴행성 압력은 전자 퇴행성 압력보다 훨씬 작으며, 양성자 퇴성은 보통 전자 퇴행성 물질의 상태 방정식에 대한 보정으로 모델링된다.

쿼크 퇴화

주요 기사:쿼크 별과 이상한 별

중성자 축퇴에 의해 지원되는 밀도보다 큰 밀도에서는 쿼크 물질이 [11]발생할 것으로 예상된다.쿼크 퇴화 상태를 나타내는 이 가설의 몇 가지 변형이 제안되었다.이상한 물질은 종종 일반적인 위아래 쿼크와 더불어 이상한 쿼크를 포함하는 것으로 추정되는 퇴화된 쿼크 가스입니다.컬러 초전도체는 쿼크가 전기 초전도체의 쿠퍼 페어링과 유사한 방식으로 짝을 이루는 쿼크의 퇴화 가스입니다.제안된 다양한 형태의 쿼크 퇴화 물질에 대한 상태 방정식은 매우 다양하며, 강한 힘의 상호작용을 모델링하는 것이 어렵기 때문에 일반적으로 잘 정의되지 않습니다.

쿼크 퇴행 물질은 중성자 별의 중심에서 중성자 퇴행 물질의 상태 방정식에 따라 발생할 수 있습니다.또한 중성자 퇴화물체에 대한 톨만-오펜하이머-볼코프 질량 한계 이상의 물체가 붕괴하면서 형성된 가상의 쿼크 별에서도 발생할 수 있다.이러한 상황에서 쿼크 퇴화 물질이 형성되는지 여부는 잘 알려지지 않은 중성자 퇴화 물질과 쿼크 퇴화 물질의 상태 방정식에 달려 있습니다.쿼크별은 중성자별과 블랙홀 [12]사이의 중간 범주로 간주된다.

「 」를 참조해 주세요.

메모들

  1. ^ 가능한 "질량한 물질 형태"에는 쿼크 물질, 프리온 별 등이 포함되며, 이러한 물질의 형태가 실제로 존재하며 적절한 특성을 가지고 있는지 여부도 포함됩니다.주요 쟁점은 가상의 물질의 상태 방정식이 별의 잔존 모형과 양립할 수 있는 압축성, 즉 '강성'을 나타내는가 하는 것이다.

인용문

  1. ^ Academic Press dictionary of science and technology. Morris, Christopher G., Academic Press. San Diego: Academic Press. 1992. pp. 662. ISBN 0122004000. OCLC 22952145.{{cite book}}: CS1 유지보수: 기타 (링크)
  2. ^ http://apod.nasa.gov/apod/ap100228.html 를 참조해 주세요.
  3. ^ 앤드류 G.트러스콧, 케빈 E스트레이커, 윌리엄 1세맥알렉산더, 거스리 파트리지, 랜달 G.Hulet, "포착된 원자의 기체 속 페르미 압력 관측", 과학, 2001년 3월 2일
  4. ^ Fowler, R. H. (1926-12-10). "On Dense Matter". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 87 (2): 114–122. Bibcode:1926MNRAS..87..114F. doi:10.1093/mnras/87.2.114. ISSN 0035-8711.
  5. ^ David., Leverington (1995). A History of Astronomy : from 1890 to the Present. London: Springer London. ISBN 1447121244. OCLC 840277483.
  6. ^ Stellar Structure and Evolution 섹션 15.3 – R Kippenhahn & A.Weigert, 1990, 제3쇄 1994.ISBN 0-387-58013-1
  7. ^ "Chandrasekhar limit". Encyclopaedia Britannica.
  8. ^ 로톤도, M. et al. 2010, Phys. Rev. D, 84, 084007, https://arxiv.org/abs/1012.0154
  9. ^ Potekhin, A. Y. (2011). "The Physics of Neutron Stars". Physics-Uspekhi. 53 (12): 1235–1256. arXiv:1102.5735. Bibcode:2010PhyU...53.1235Y. doi:10.3367/UFNe.0180.201012c.1279. S2CID 119231427.
  10. ^ Oppenheimer, J.R.; Volkoff, G.M. (1939). "On massive neutron cores". Physical Review. American Physical Society. 55 (374): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.
  11. ^ Annala, Eemeli; Gorda, Tyler; Kurkela, Aleksi; Nättilä, Joonas; Vuorinen, Aleksi (2020-06-01). "Evidence for quark-matter cores in massive neutron stars". Nature Physics. 16 (9): 907–910. arXiv:1903.09121. Bibcode:2020NatPh..16..907A. doi:10.1038/s41567-020-0914-9. ISSN 1745-2481.
  12. ^ Cain, Fraser (2016-07-25). "What are Quark Stars?". Universe Today. Retrieved 2021-01-15.

레퍼런스

외부 링크