白矮星不斷吞食伴星物質,增加自身質量,為啥體積反而…


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白矮星不斷吞食伴星物質,增加自身質量,為啥體積反而變小呢?

這是一個有趣的問題,過去沒注意到,也沒有說過這個問題。要回答這個問題,我們首先要了解一下恆星演化後期的歸宿:恆星的4種屍骸。

  • 太陽類恆星的屍骸是白矮星

白矮星是中小質量恆星,也就是約太陽質量0.5倍~8倍之間這種不大不小的恆星,死後留下的屍骸。這個屍骸的質量在太陽0.2~1.4倍之間,從這個質量梯度來看,越小恆星留下的比例就越多,而到了7~8倍太陽質量恆星,死亡後留下的質量就只有不到20%了。

中小質量恆星在演化後期都會膨脹成為紅巨星,然後外圍物質漸漸消散在太空,成為新的星雲物質,核心部分留下一個緻密的核,這就是白矮星。白矮星的體積和地球差不多,但質量卻有1個太陽左右,因此密度極高,達到每立方厘米1~10噸。 (上圖左為白矮星)

  • 紅矮星的屍骸是黑矮星

最小的恆星,即太陽質量的0.08~0.5倍之間的恆星,被稱為紅矮星。這種小質量恆星核心壓力和溫度達不到激發氦核聚變的能力,最終不會膨脹為紅巨星,只會慢慢燃燒殆盡,成為一個黑矮星。但紅矮星的壽命超長,越小越長,最小的紅矮星壽命可達數千乃至數万億年,因此有些紅矮星的壽命可以延續到宇宙終結。

由於紅矮星壽命超長,所以至今人類也沒有發現黑矮星,因為所有的紅矮星都正當青壯年,離變成黑矮星還早著呢。太陽系毀滅後,它們也還都活蹦亂跳著呢。由於紅矮星有著超長的壽命,一般認為,紅矮星是生命和文明的搖籃。

  • 中大質量恆星的屍骸是中子星

太陽質量8倍以上的恆星,演化後期會發生超新星大爆發,最終在核心部分留下一個更加緻密的核,這個核有兩種,一種是中子星,一種是黑洞。一般認為30~40倍以下太陽質量的恆星,超新星大爆炸後,會留下一個中子星。

更大質量的恆星,留下的就是黑洞。中子星質量在太陽的1.44~3.2倍之間,半徑只有10km左右,因此密度極高,達到每立方厘米1~10億噸;

  • 大質量恆星的屍骸是黑洞

超過太陽質量40倍以上的恆星,大爆炸後留下的是一個黑洞。黑洞都在太陽質量3倍以上,核心是一個無限小的重力點,又叫奇點,所有的質量都集中到這個體積無限接近零的奇點上,因此無法衡量其密度,也就是密度無窮大。

黑洞的表現是,圍繞著奇點會有一個極端的球狀對稱空間,在這個空間裡,理論上什麼也沒有,什麼也看不到,什麼也逃脫不了。人們把這個空間叫史瓦西半徑,把空間內外交彙的球面叫事件視界。一個3倍太陽質量的黑洞,史瓦西半徑不到9km。

從恆星留下的各種屍骸,我們可以看到,質量越大的恆星,留下的屍骸質量越大,密度越高,體積越小。這就為我們回答本問題得到了一個啟示:在緻密天體行列,質量越大體積越小。

  • 宇宙中白矮星知多少?

在我們太陽系周邊,已經發現了500餘顆白矮星。距離我們8.6光年距離的天狼星,是一個雙星系統,其中天狼星A是一個藍矮星,約太陽質量的2倍,比太陽溫度、光度高很多;天狼星B就是一顆白矮星,體積和地球差不多,質量卻有太陽的1.1倍。

白矮星雖然溫度很高,表面可以達到數万K,但由於太小,因此亮度就小。如天狼星B的亮度只有天狼星A約萬分之一,天狼星A是夜空全天最亮的恆星,而天狼星B肉眼卻無法看到。

雖然白矮星光度很小,用望遠鏡還是能夠看到。早在1939年,科學家們就發現了18顆白矮星,現在通過巡天望遠鏡,更是已經發現了上萬顆。據天文學家們估計,銀河系的白矮星數量約佔恆星總數的10%左右。

銀河係有2000~4000億顆恆星,按照這個規模,白矮星就有200~400億顆。這個估計應該是基於宇宙年齡和恆星壽命得出的。

科學認為宇宙年齡約138億歲,宇宙中像太陽質量8倍以下,0.8倍以上恆星約佔恆星總量的20%左右,太陽壽命約100億歲,這樣,和太陽質量差不多的恆星就都應該死過一回了,因此宇宙中白矮星占恆星總量的10%左右,應該是一個較為保守的估計。

  • 白矮星為什麼會吸積呢?

在我們銀河系乃至整個宇宙的恆星世界,像我們太陽這樣的獨生子的只是少數,多星系統約佔整個恆星系統的60~70%,在多星系統中,中小質量恆星占絕大多數。這種恆星結構給白矮星吸積創造了條件。

決定恆星壽命的是恆星的質量,質量越大壽命就越短,質量越小壽命就越長,前面說的紅矮星壽命超長就是這個道理。多星系統中每顆恆星質量是不可能完全一樣的,壽命就有長有短,這樣,先死去的恆星就會在系統中留下一顆白矮星。

天狼星雙星系統就是一個例子,研究認為,現在的天狼星B,前身就是一顆約太陽質量5倍的藍矮星,因此先去世留下了一顆白矮星。

白矮星是極端天體,引力極大。如天狼星B表面重力是太陽的64000多倍,是地球的180萬倍,這樣,白矮星將伴星的外圍物質拉扯到自己身上就順理成章了。天狼星A、B雙星的平均距離只有20AU(天文單位,1AU約1.5億千米),還不到我們與天王星的距離,天狼星A飄散的物質就會被天狼星B吸取。

特別是等到天狼星A演化後期,會膨脹成為紅巨星,半徑增大了200~300倍,外圍物質就更送入了天狼星B的狼口了。宇宙中這種現像很多,這就是白矮星吸積發生的主要原因。

  • 白矮星吸積後會發生什麼呢?

前面已經說過,白矮星是有質量上限的,這個上限就是太陽質量的1.44倍。這個上限是印度裔美國科學家馬尼揚·錢德拉塞卡發現的,由此他獲得了1983年諾貝爾物理學獎,而他發現的這個上限就叫錢德拉塞卡極限。

因此,當一個白矮星不斷的貪吃,將自己質量不斷的加大時,就有可能超過錢德拉塞卡極限。到達這個極限,依靠電子簡併壓支撐的白矮星形態就再也撐不住了,就會進一步坍縮,成為一個更加緻密的天體~中子星。

在成為中子星之前,白矮星要打幾個飽嗝,這個飽嗝就會驚天動地,就是超新星爆發。科學家們把這種類型的超新星叫做la型超新星,la型超新星有一個特點,就是都在1.44倍太陽質量的時候發生,因此爆炸的威力和光度是基本一致的,這就為科學家們測量宇宙天體距離提供了一個準星,天文學家們把它叫做標準燭光。

超新星爆發的能量是巨大的,亮度很高。科學家們利用哈勃太空望遠鏡,發現最遠的la型超新星距我們105億光年,編號為SN UDS10Wil(上圖)。

所有la超新星爆發能級和亮度都差不多,這樣,科學家們就可以根據觀測到的亮度得到星等,從而測算出它們與我們的距離。由此得到與它們同在一個星系或附近的恆星距離,再根據恆星距離和觀測到的亮度光譜,得出恆星的質量和元素成分等一系列基本參數。這就是“標準燭光”的意義。

因此白矮星及其發生的la超新星爆發,對於人類了解和觀測宇宙,有著十分重大的意義。

現在歸根結底說說,白矮星吸積增加質量,為啥體積不會增大反而縮小?

相信看了前面的一些解釋,朋友們已經得出了這麼一個結論:質量越大的恆星殘骸,體積相對會更小,這是個基本規律。根本原因是因為質量越大引力壓縮力就越大,物質被壓縮得就越緻密,物質密度增大了,體積相對質量不就變小了?

當然這種現像只是在極高密度的天體上發生,在我們日常生活中,任何物質增加,同樣體積也會增加,這是由於引力作用很小的緣故。但到了緻密天體,就不是我們所了解的日常物質了。

我們知道,在地球上所有物質都是由原子組成的,而原子的電子外殼很大,原子核很小,但卻佔有了整個原子99.96%的質量,因此原子是一個虛空的世界,由原子組成的物質從某種意義上來說內部是虛空的。

但白矮星已經不是我們認識的地球任何物質了,由於極大的引力壓力,組成白矮星的原子的電子外殼被壓碎,所有電子游離成為自由電子,但原子核還是夾在電子的海洋中,依然保持著核子的形態。

這是由於電子們還在竭力維護自己的核心主子,它們依靠電子簡併壓抵抗著巨大的引力壓,勉強維持著原子核的完整。但這種物質形態已經不是我們認識的物質形態了,是比地球任何物質都更緊密結實的物質了,其密度達到驚人的1~10噸/cm^3。

但如果白矮星再增加自身質量,引力壓力就會進一步加大,超過了臨界點,電子簡併壓就再也無法承受了,這個臨界點就是1.44倍太陽質量。

白矮星不斷的吸積貪吃,就會超過這個臨界點,由此電子簡併壓被壓塌,形成新的坍縮態勢,粒子間的空隙就會大大縮小,體積當然就更小了。坍縮的結果就是電子被無情地擠壓到原子核裡面,與帶正電的質子中和成為了中子,加上原子核裡面原來的中子,整個原子就蛻變成為一個中子核。

中子核外部沒有電子外殼,就一點空隙也沒有了,整個星球的所有中子核就都擠在一起了。這樣,整個星球就成為一個大中子核,這個星球就叫中子星。中子星是靠中子簡併壓勉強支撐著強大引力壓,中子與中子之間還勉強有那麼一點點空隙,因此中子星就還保持著有形的天體形象。

當中子星通過吸積增加質量,達到奧本海默極限時,中子簡併壓就也支撐不住了,就會繼續坍縮成一個黑洞。奧本海默極限是猶太裔美國物理學家羅伯特·奧本海默發現的,奧本海默還是著名的科學組織家,是美國“曼哈頓計劃”的主要技術負責人,這個計劃研製出世界最早的原子彈。

奧本海默極限還沒有一個準確上限值,一些科學觀察研究認為,中子星上限值分為兩種,一種是不旋轉中子星,上限約2.16個太陽質量;一種是旋轉中子星,上限為3.2個太陽質量。

關於為啥白矮星吸積質量越大體積越小的問題就回到到這裡。可能朋友們會對文內的電子簡併壓和中子簡併壓有點疑惑,這是個什麼壓力呢?需要了解的可看如下延伸閱讀。

  • 延伸閱讀:泡利不相容原理

所謂電子簡併壓和中子簡併壓是什麼呢?這就需要了解泡利不相容原理了。這個原理是奧地利裔美籍物理學家沃爾剛夫·泡利發現的,為此他獲得了1945年諾貝爾物理學獎。

這個原理是量子力學微觀粒子運動基本規律之一,簡單的原理就是在費米子組成的系統中,不能有兩個或者兩個以上的粒子處於完全相同狀態。通俗的說,這些費米子粒子不能夠相互擠在一起,它們之間會表現出不願在一起的相互排斥力。

什麼是費米子?是微觀世界兩大類基本粒子之一,一類為玻色子,另一類為費米子。在一個體系的量子態上,只允許容納一個粒子,或者說自旋為半奇數的粒子,統稱為費米子。具體說,就是中子、質子、電子都屬於費米子。有人通俗的比喻,費米子就像一群玩耍的小孩子,他們在一個狹小空間,就會你推我搡,相互不讓同伴靠近。

這種相互排擠的斥力就叫簡併壓,簡併壓的排斥力不屬於四種基本力中的任何一種。四種基本力相互作用時需要交換媒介子,如引力需要引力子為媒介,電磁力需要光子為媒介,強力需要膠子為媒介,弱力需要玻色子為媒介。

簡併壓是粒子之間相互交換作用力產生的排斥力,其交換相互作用只發生在全同粒子之間,不需要任何媒介,本質上是一種波函數的干涉效應,因此也不涉及任何“力”。

這種斥力有點像分子熱運動,溫度升高,氣體分子熱運動加劇,氣體的體積就增大,反之就縮小,這與任何“力”無關。電子簡併壓可以想像成由“電子熱運動”產生的“電子氣壓”,因此簡併壓越深入到微觀更深層次,物質空隙就越小,密度越大,斥力就越大,就能夠抵禦更大的引力壓力。 (其內能大小遵循的公式見上圖)

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