צפיפויות מסדר גודל שכזה ייתכנו משום שננסים לבנים אינם עשויים אטומים הקשורים בקשר כימי, כי אם מפלזמה של גרעיני אטומים ואלקטרונים. לכן, משום שהחומר בננס הלבן אינו ארוז באטומים, הפרוטונים והנייטרונים יכולים לשכון בסמיכות, ללא הגבלה של רדיוס האורביטלים האטומיים. לעומת זאת, בחומר אטומי, האלקטרונים משכנים את רמות האנרגיה השונות, והגרעינים לא יכולים להיות סמוכים. אדינגטון תהה מה עתיד לקרות כשהפלזמה תתקרר, האטומים לא יהיו מיוננים (כלומר, האלקטרונים ישובו למסלוליהם במעטפת האטום) והחומר לכאורה יסתדר מחדש באטומים. את התעלומה הזו פתר רלף האוורד פאולר על ידי שימוש של מכניקת הקוונטים, בשנת 1926. משום שאלקטרונים (מהיותם פרמיונים) פועלים לפי עקרון האיסור של פאולי, שני אלקטרונים לא יכולים להיות באותו מצב קוונטי. לכן, האלקטרונים פועלים לפי התפלגות פרמי-דיראק, שפותחה אף היא בשנת 1926, במטרה לתאר את ההתפלגויות הסטטיסטיות של חלקיקים הפועלים לפי עקרון האיסור של פאולי - כלומר, פרמיונים. מכאן נובע שבאפס המוחלט לא כל האלקטרונים יכולו לשכן את רמת האנרגיה הנמוכה ביותר. חלק מהאלקטרונים ישכנו את רמות האנרגיה הגבוהות יותר - מצב הקרוי "מנוון". לכן, ננס לבן יכול להתקרר לטמפרטורה של 0 קלווין, ועדיין החומר שבו ישכן רמות אנרגיה גבוהות יותר - כלומר, לאלקטרונים תהיה תמיד אנרגיה מסוימת.
דחיסת החומר בננס לבן תוביל לעלייה במספר האלקטרונים ליחידת נפח. לפי עקרון האיסור של פאולי, האנרגיה הקינטית הממוצעת של האלקטרונים תעלה, וכך גם הלחץ. לחץ זה, הקרוי "לחץ ניוון של האלקטרונים" מונע את הקריסה הגרוויטציונית של הננס הלבן. לחץ זה תלוי בצפיפות האלקטרונים, ולא בטמפרטורה שלהם.
לחץ הניוון של האלקטרונים הוביל למסקנה כי קיים חסם עליון למסתו של ננס לבן. רעיונות אלו הוצגו על ידי וילהלם אנדרסון (1929) ועל ידי אדמונד סטונר (1930). הערך הידוע כיום לגבול זה נמצא על ידי סוברהמניאן צ'נדראסקאר בשנת 1931 במאמרו "המסה המרבית של ננס לבן אידאלי". צ'נדראסקאר מצא כי מסתו המרבית של ננס לבן לא מסתובב היא 5.7/\mu _{e}^{2}, כאשר \mu _{e} מייצג את היחס בין המשקל האטומי הממוצע למספר האטומי הממוצע. בעת שצ'נדראסקאר פרסם את מאמרו, רווחה הדעה שכוכבים מורכבים מיסודות כבדים, שבהם הערך הממוצע הוא \mu _{e}=2.5, ומכאן הוא קיבל כי הגבול למסת ננס לבן הוא 0.91 מסות שמש. כיום מקובל שננס לבן של פחמן-חמצן מורכב כמעט בלעדית מפחמן-12 ומחמצן-16. באיזוטופים אלו המספר האטומי הוא בדיוק מחצית מהמשקל האטומי, ולכן \mu _{e}=2, ומכאן שהמסה המרבית היא 1.4 מסות שמש. גבול זה קרוי כיום גבול צ'נדראסקאר. על תגליות אלה זכה צ'נדראסקאר בשנת 1983, יחד עם ויליאם אלפרד פוֹלֶר, בפרס נובל לפיזיקה.
אם מסתו של ננס לבן תעבור את גבול צ'נדראסקאר בו לא חלות ראקציות מיזוג גרעיניות, אזי הלחץ שמפעילים האלקטרונים לא יאזן את כוח הכבידה, והננס יקרוס לכדי כוכב נייטרונים או לחור שחור. לעומת זאת, בננס לבן של פחמן-חמצן שאליו עוברת מסה מכוכב שכן תחול ראקציית מיזוג גרעינית, ותתרחש סופרנובה מסוג Ia במהלכה הננס הלבן יושמד, לפני הגעתו לגבול המסה.
לננסים לבנים יש בהירות מוחלטת נמוכה, ולכן הם ממוקמים באזור נפרד בדיאגרמת HR, המראה את הקשר בין בהירות הכוכב לטמפרטורת פני השטח שלו.
אין תגובות:
הוסף רשומת תגובה