Chandrasekhar-grænsen: Forskelle mellem versioner
Content deleted Content added
Inc (diskussion | bidrag) småret Tags: Mobilredigering Mobilwebredigering Avanceret redigering fra mobil |
Inc (diskussion | bidrag) fix Tags: Mobilredigering Mobilwebredigering Avanceret redigering fra mobil |
||
Linje 16:
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 Chandrasekhar
== Chandrasekhars formel ==
| |||