فشار تبهگني الكترون (Electron Degeneracy Pressure)

فشار در يك ستاره كوتوله‌ي سفيد به دليل تركيب ويژگي‌هاي ذره‌ و موج مانند الكترون بالا مي‌رود. طبق مكانيك كوانتومي، فقط امكان دارد تعداد معيني از الكترون‌ها در يك فضاي ثابت به زور جا داده شوند، در هسته‌ي خورشيد در اين لحظه فضاي زيادي وجود دارد، ولي هنگامي كه هسته به يك ستاره‌ي كوتوله‌ي سفيد تبديل شود، خيلي خيلي كوچك‌تر شده و اندازه‌اي چگال خواهد شد كه يك قاشق چايخوري از مواد جمع‌ شده از ستاره جرمي به بزرگي يك كاميون مواد را شامل مي‌شود.

الكترون‌ها در فضاي كوچك‌تري چپانده مي‌شوند و مقاومت آن‌ها به دليل به زور جاي‌گرفتن باعث به وجود آمدن فشار وحشتناكي مي‌شود (اصطلاح تكنيكي آن فشار تبهگني الكترون است) كه رمبش ستاره را درون خود متوقف مي‌كند. فشار تبهگني الكترون فقط مي‌تواند ستاره‌ها را در يك جرم بحراني معين پشتيباني كند. اين جرم بحراني، حد چاندراسخار (Chandrasekhar Limit) گفته مي‌شود،كه تقريباً يك چهارم مرتبه از جرم خورشيد پرجرم‌تر است.

فشار تبهگني نوترون (Neutron Degeneracy Pressure)

ستاره‌ي نوتروني ستاره‌‌اي است كه توسط فشار تبهگني نوتروني از رمبش حفظ مي‌شود. درست شبيه فشار تبهگني الكترون ولي با اين تفاوت كه از نوترون‌ها بيشتر از الكترون‌ها استفاده كرده است. نوترون‌ها فقط وقتي اين فشار را اعمال مي‌كنند كه در يك فضاي بي‌نهايت كوچك چپانده شده باشند. اگر بر فرض مثال هسته‌ي ستاره‌اي براي تشكيل يك ستاره‌ي نوتروني برمبد، در كسري از ثانيه اندازه‌اش براي مثال از بيست هزار كيلومتر به بيست كيلومتر كاهش مي‌يابد.

قبل از رمبش، هسته شديداً چگال بوده است. بعد از آن، يك قاشق چايخوري از موادي كه از ستاره‌ي نوتروني برداشته‌ايم، حاوي جرمي معادل با يك كوه خواهد بود. مي‌دانيم كه ستاره‌ي نوتروني به اين روش تشكيل مي‌شود، چون بعضي از ستاره‌هاي نوتروني پالس‌هايي از امواج راديويي گسيل مي‌كنند و اين پالس‌ها موقعيت رخداد براي ابرنواختر آشكار مي‌نمايند. احتمال ديگر اين است كه رمبش هرگز متوقف نمي‌شود. وزن بيشينه‌اي وجود دارد كه مي‌تواند با فشار تبهگني نوتروني خنثي شود و اگر اين وزن افزوده شود، هيچ چاره‌اي براي توقف رمبش ستاره وجود ندارد. كه در اين صورت يك سياه‌چاله به وجود خواهد آمد.

اطلاعات بیشتر در: Election and Neutron Pressure , wikipedia, hyperphysics