Hvad er Chandrasekhar -grænsen?
Chandrasekhar -grænsen er en vigtig værdi inden for astrofysik.Det er massegrænsen, hvor et ikke -roterende astrallegeme ikke kan understøttes af trykket fra elektronskaller i dens atomer, og gravitationskollaps forekommer.Chandrasekhar -grænsen er ca. 1,4 solmasser eller 2,85x10 30 kg.Brug af Chandrasekhar -grænsen er grundlæggende i analysen af stjerners udvikling og død.
Chandrasekhar -grænsen kommer i spil, når nuklearbrændstof i en stjerne bliver brugt op.Gennem stjernes normale levetid modvirker det udadgående pres fra nukleare reaktioner den kontraherende tyngdekraft.Til sidst bruger den alt sit brintbrændstof og afgår fra hovedsekvensen.Det er alt ned ad bakke derfra.Stjernen smelter sammen tungere og tungere kerner, indtil den mangler temperatur og densitet i sin kerne for at smelte sammen noget mere, eller kernen drejer til jern, som er det tyngste fusionsprodukt, der ikke selv kan smeltes sammen for at producere mere energi.
Gennem hele de turbulenteSidste millioner af år af sit liv skubber mange stjerner det meste af deres masse i form af solvind, hvilket efterlader en meget mindre kerne.Hvis kernen har mindre masse end Chandrasekhar -grænsen, vil den danne en hvid dværg, en krop på størrelse på jorden, men med en masse, der ligner solen.Hvis den har mere masse end Chandrasekhar -grænsen, vil den kollapse for at danne en neutronstjerne eller sort hul, en proces med potentialet til at indlede en supernova.
En neutronstjerne er en aggregering af stof med så meget tæthed, at det for det meste barebestår af neutroner, der er skubbet direkte sammen.De negativt ladede elektroner og de positivt ladede protoner kombineres for at danne neutrale neutroner, og det danner hele sagen i stjernen.En neutronstjerne vejer mere end vores sol, men den er kun størrelsen på en by, med en diameter på cirka 20 km.
De tyngste stjerner kollapser for at danne sorte huller, punkter med nulvolumen og uendelig densitet.Disse objekter er elsket af både science fiction fans og teoretiske fysikere.