Xem mẫu
Bộ Giáo Dục và Đào Tạo
Trường Đại Học Sư Phạm TP.HCM
KHỐI LƯỢNG TỚI HẠN CỦA SAO LÙN TRẮNG
VÀ SAO NEUTRON.
Mã số: CS2002.23.12
Lê Nam - Khoa Vật Lý
5.2002 - 5.2003
I.
Báo cáo tóm tắt .......................................................................................................... 2
II.
Báo cáo tổng kết........................................................................................................ 5
III. Tài liệu tham khảo ................................................................................................... 21
1
I.
BÁO CÁO TÓM TẮT
1. Đặt vấn đề:
Vật lý lỗ đen là một vấn đề rất rộng lớn , trong đó có việc nghiên cứu sự tồn tại của lỗ đen
dưới con mắt của nhà vật lý thiên văn. Để chứng minh rằng trong vũ trụ có tồn tại lỗ đen thì
ta phải nghiên cứu kỹ quá trình tiến hóa của các sao có khối lượng lớn. Nếu ta chứng minh
được có một loại sao mà sau khi đốt hết nhiên liệu nhiệt hạch sẽ co lại mãi do lực hấp dẫn
của chính mình thì việc lỗ đen tồn tại là điều có thể.
Trong các giáo trình thiên văn học, ta luôn gặp khái niệm khối lượng tới hạn Chandrasekhar.
Rất tiếc trong các giáo trình đã có tại Việt Nam không hề đề cập tới cách chứng minh chi tiết
sự tồn tại của khối lượng Chandrasekhar. Vấn đề chứng minh chi tiết là cần thiết và cấp bách
cho cả giáo viên lẫn sinh viên khi nghiên cứu về vật lý thiên văn.
Trong tương lai có thể Khoa Vật lý sẽ mở chuyên đề cao học vật lý thiên văn. Như vậy phải
chuẩn bị trước các giáo trình nâng cao và việc nghiên cứu sự tiến hóa của các sao là điều bắt
buộc.
Từ ba nhu cầu trên, tác giả đã chọn đề tài: "Khối lượngtới hạn của sao lùn trắng và sao
neutron ".
2. Kết quả đạt được:
A. Để thực hiện tốt nhiệm vụ đặt ra tác giả phải giải quyết những vấn đề sau:
-
Những kiến thức về vật lý thống kê và thuyết tương đối liên quan đến hệ
khí điện tử suy biến.
Quá trình cân bằng hấp dẫn của hệ khí.
Tìm ra biểu thức để tính khối lượng tới hạn của sao lùn trắng.
Thuyết tương đối rộng và nghiệm Schwarzschild cho không thời gian
trong ngôi sao - nghiệm này còn có tên là nghiệm Schwarschild nội.
Xây dựng mô hình sao sao cho đủ đơn giản để có thể tính được khối
lượng tới hạn của sao neutron mà không quá khác xa so với thực tế.
Tìm những kết quả mới nhất để đối chiếu với kết quả tính toán của tác
giả.
2
B. Sau đây là những kết quả đạt được theo nội dung đã thuyết minh đăng ký:
Dựa vào lập luận của Chandrasekhar và Fowler tác giả đã tìm ra biểu thức tính áp suất của hệ
khí điện tử siêu tương đối tính.
Sau đó tìm ra phương trình cân bằng hấp dẫn rồi ghép với biểu thức tính áp
suất của hệ khí điện tử siêu tương đối tính.
Kết quả trên dẫn tới phương trình Lane - Emdem
Với các số liệu hiện nay tác giả đã tìm được khối lượng tới hạn cho sao lùn trắng , mà nhờ
công trình này, Chandrasekhar và Fowler đã nhận được giải Noel Vật lý năm 1983.
Tiếp theo tác giả tìm nghiệm Schwarschild nội cho không thời gian trong ngôi sao. Từ đây
tìm tiếp phương trình cân bằng thủy tĩnh do Oppenheimer - Volkoff tìm ra lần đầu tiên vào
năm 1939.
Sau đó, xây dựng mô hình sao đủ đơn giản để cho ta biết giới hạn cực đại của các sao và kết
quả ta được biểu thức:
3
Vấn đề đặt ra ở đây là tìm cho được giá trị
nguon tai.lieu . vn
Trường Đại Học Sư Phạm TP.HCM
KHỐI LƯỢNG TỚI HẠN CỦA SAO LÙN TRẮNG
VÀ SAO NEUTRON.
Mã số: CS2002.23.12
Lê Nam - Khoa Vật Lý
5.2002 - 5.2003
I.
Báo cáo tóm tắt .......................................................................................................... 2
II.
Báo cáo tổng kết........................................................................................................ 5
III. Tài liệu tham khảo ................................................................................................... 21
1
I.
BÁO CÁO TÓM TẮT
1. Đặt vấn đề:
Vật lý lỗ đen là một vấn đề rất rộng lớn , trong đó có việc nghiên cứu sự tồn tại của lỗ đen
dưới con mắt của nhà vật lý thiên văn. Để chứng minh rằng trong vũ trụ có tồn tại lỗ đen thì
ta phải nghiên cứu kỹ quá trình tiến hóa của các sao có khối lượng lớn. Nếu ta chứng minh
được có một loại sao mà sau khi đốt hết nhiên liệu nhiệt hạch sẽ co lại mãi do lực hấp dẫn
của chính mình thì việc lỗ đen tồn tại là điều có thể.
Trong các giáo trình thiên văn học, ta luôn gặp khái niệm khối lượng tới hạn Chandrasekhar.
Rất tiếc trong các giáo trình đã có tại Việt Nam không hề đề cập tới cách chứng minh chi tiết
sự tồn tại của khối lượng Chandrasekhar. Vấn đề chứng minh chi tiết là cần thiết và cấp bách
cho cả giáo viên lẫn sinh viên khi nghiên cứu về vật lý thiên văn.
Trong tương lai có thể Khoa Vật lý sẽ mở chuyên đề cao học vật lý thiên văn. Như vậy phải
chuẩn bị trước các giáo trình nâng cao và việc nghiên cứu sự tiến hóa của các sao là điều bắt
buộc.
Từ ba nhu cầu trên, tác giả đã chọn đề tài: "Khối lượngtới hạn của sao lùn trắng và sao
neutron ".
2. Kết quả đạt được:
A. Để thực hiện tốt nhiệm vụ đặt ra tác giả phải giải quyết những vấn đề sau:
-
Những kiến thức về vật lý thống kê và thuyết tương đối liên quan đến hệ
khí điện tử suy biến.
Quá trình cân bằng hấp dẫn của hệ khí.
Tìm ra biểu thức để tính khối lượng tới hạn của sao lùn trắng.
Thuyết tương đối rộng và nghiệm Schwarzschild cho không thời gian
trong ngôi sao - nghiệm này còn có tên là nghiệm Schwarschild nội.
Xây dựng mô hình sao sao cho đủ đơn giản để có thể tính được khối
lượng tới hạn của sao neutron mà không quá khác xa so với thực tế.
Tìm những kết quả mới nhất để đối chiếu với kết quả tính toán của tác
giả.
2
B. Sau đây là những kết quả đạt được theo nội dung đã thuyết minh đăng ký:
Dựa vào lập luận của Chandrasekhar và Fowler tác giả đã tìm ra biểu thức tính áp suất của hệ
khí điện tử siêu tương đối tính.
Sau đó tìm ra phương trình cân bằng hấp dẫn rồi ghép với biểu thức tính áp
suất của hệ khí điện tử siêu tương đối tính.
Kết quả trên dẫn tới phương trình Lane - Emdem
Với các số liệu hiện nay tác giả đã tìm được khối lượng tới hạn cho sao lùn trắng , mà nhờ
công trình này, Chandrasekhar và Fowler đã nhận được giải Noel Vật lý năm 1983.
Tiếp theo tác giả tìm nghiệm Schwarschild nội cho không thời gian trong ngôi sao. Từ đây
tìm tiếp phương trình cân bằng thủy tĩnh do Oppenheimer - Volkoff tìm ra lần đầu tiên vào
năm 1939.
Sau đó, xây dựng mô hình sao đủ đơn giản để cho ta biết giới hạn cực đại của các sao và kết
quả ta được biểu thức:
3
Vấn đề đặt ra ở đây là tìm cho được giá trị