Chandrasekhar-grænsen: Forskelle mellem versioner

Grænsen er gældende for den maksimale [[Rotation|ikke-roterende]] masse, der på grund af modtrykket fra [[Degenereret stof|elektrondegeneration]] kan modstå at kollapse (bryde sammen) under sin egen masse pga. [[tyngdekraft]]en, der virker på dem. Den er opkaldt efter astrofysikeren [[Subrahmanyan Chandrasekhar]], og den omtrentlige (og normalt citerede) værdi er 1,44 solmasser.<ref>p. 55, How A Supernova Explodes, Hans A. Bethe og Gerald Brown, pp. 51–62 i ''Formation And Evolution of Black Holes in the Galaxy: Selected Papers with Commentary'', Hans Albrecht Bethe, Gerald Edward Brown, og Chang-Hwan Lee, River Edge, NJ: World Scientific: 2003. ISBN 981-238-250-X.</ref><ref>{{cite journal

Eftersom [[hvid dværg|hvide dværge]] består af elektrondegenereret stof, kan en ikke-roterende hvid dværg ikke have en masse over ChandresekhargrænsenChandresekhar+grænsen. Roterer den derimod, vil den – pga. [[centrifugalkraft]]en, som "trykker udad" imod [[gravitation]]ens tiltrækning – kunne overskride grænsen for en ikke-roterende hvid dværg med nogle få [[procent]].

[[Stjerne]]r producerer [[energi]] gennem [[fusion]] af lette [[grundstof]][[atomkerne|kerner]] til tungere. [[Strålingstryk (astrofysik)|strålingstrykket]] fra disse reaktioner forhindrer at en stjerne falder sammen under sin egen tyngdekraft. I løbet af sin levetid opbygger stjernen en [[kerne]], der består af grundstoffer som tryk og [[temperatur]] i centrum ikke er høj nok til at kunne fusionere til endnu tungere. For [[hovedserien|hovedseriestjerner]] med en masse under ca. 8 [[Solen|solmasser]] vil massen af denne kerne ikke overstige chandrasekhargrænsenchandrasekhar-grænsen, og den vil i sin [[Rød kæmpe|udviklingsfase som rød kæmpestjerne]] udstøde hovedparten af sin atmosfære og blive til en [[hvid dværg]].

Stjerner med en højere masse vil udvikle en degenereret kerne, hvis masse vil vokse, indtil den når chandrasekhargrænsen. Ved dette stadie vil kernen kollapse i en [[supernova]] af typerne Ib, Ic eller II og efterlade en [[neutronstjerne]] eller et [[sort hul]] samt en sky af gasser, kaldet en [[supernovarest]].<ref name="ifmr1">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A%26A...313..810K White dwarfs in open clusters. VIII. NGC 2516: a test for the mass-radius and initial-final mass relations], D. Koester og D. Reimers, ''Astronomy and Astrophysics'' '''313''' (1996), pp. 810–814.</ref><ref name="ifmr2">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...615L..49W An Empirical Initial-Final Mass Relation from Hot, Massive White Dwarfs in NGC 2168 (M35)], Kurtis A. Williams, M. Bolte, og Detlev Koester, ''Astrophysical Journal'' '''615''', #1 (2004), pp. L49–L52; also [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0409447 arXiv astro-ph/0409447].</ref><ref name="evo">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H How Massive Single Stars End Their Life], A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, og D. H. Hartmann, ''Astrophysical Journal'' '''591''', #1 (2003), pp. 288–300.</ref>.

En [[hvid dværg]] kan, hvis den indgår i et [[Dobbeltstjerne|dobbelt- eller flerstjernesystem]], og den hvide dværg og en anden [[komponent]] kredser meget tæt på hinanden, i visse tilfælde få overført stof fra en anden komponent og derved blive så massiv, at den overskrider ChandrasekhargrænsenChandrasekhar+grænsen. I så fald kollapser hele stjernen, eksploderer som en supernova af type Ia og efterlader ikke en massiv stjernerest, men kun en [[supernovarest]].