Vad är Chandrasekhar -gränsen?
Chandrasekhar -gränsen är ett viktigt värde i astrofysik.Det är massgränsen vid vilken en icke -roterande astral kropp inte kan stöds av trycket från elektronskalarna i dess atomer längre, och gravitationskollaps inträffar.Chandrasekhar -gränsen är ungefär 1,4 solmassor, eller 2,85x10 30 kg.Användning av Chandrasekhar -gränsen är grundläggande för att analysera stjärnornas utveckling och bortgång.Under hela stjärnans normala livslängd motverkar det yttre trycket från kärnkraftsreaktioner tyngdkraften.Så småningom använder den upp allt vätebränsle och avgår från huvudsekvensen.Det är allt nedförsbacke därifrån.Stjärnan smälter samman tyngre och tyngre kärnor tills den saknar temperatur och densitet i sin kärna för att smälta ner något mer, eller kärnan vänder sig till järn, som är den tyngsta fusionsprodukten som inte kan smälts för att producera mer energi.
Under hela den turbulentaDe senaste miljoner år av sitt liv, många stjärnor lägger ut det mesta av sin massa i form av solvind och lämnar en mycket mindre kärna.Om kärnan har mindre massa än Chandrasekhar -gränsen, kommer den att bilda en vit dvärg, en kropp på jordens storlek men med en massa som liknar solen.Om den har mer massa än Chandrasekhar -gränsen kommer den att kollapsa att bilda en neutronstjärna eller svart hål, en process med potential att initiera en supernova.
en neutronstjärna är en aggregering av materia med så mycket täthet att den mestadels bara barabestår av neutroner som skjuts direkt ihop.De negativt laddade elektronerna och de positivt laddade protonerna kombineras för att bilda neutrala neutroner, och det bildar hela saken i stjärnan.En neutronstjärna väger mer än vår sol, men den är bara storleken på en stad, med en diameter på cirka 20 km.
De tyngsta stjärnorna kollapsar för att bilda svarta hål, punkter med nollvolym och oändlig densitet.Dessa föremål är älskade av science fiction -fans och teoretiska fysiker.