60.454
redigeringer
Chandrasekhar-grænsen: Forskelle mellem versioner
m
Bot: Kosmetiske ændringer
m (robot Tilføjer: lb:Chandrasekhar-Grenz) |
Broadbot (diskussion | bidrag) m (Bot: Kosmetiske ændringer) |
||
|
'''Chandrasekhargrænsen''' er et udtryk for den maksimale [[masse (fysik)|masse]] legemer bestående af stof hvor alle [[elektron]]erne er [[degenereret stof|degenererede]]. Dette er en meget tæt form for stof, der består af [[atomkerne]]r i en sø af [[elektron]]er. Grænsen er den maksimale ikke-roterende masse, der ved hjælp af presset fra elektrondegeneration kan modstå at kollapse under sin egen [[tyngdekraft]]. Den er opkaldt efter astrofysikeren [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] og den gængse værdi er 1,44<ref>p. 55, How A Supernova Explodes, Hans A. Bethe og Gerald Brown, pp.
| author=Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W.
| title=A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
| pmid=17289993 }}</ref> solmasser. Eftersom [[hvid dværg|hvide dværge]] består af elektrondegenereret stof kan en ikke-roterende hvid dværg ikke have en masse over chandresekhargrænsen.
[[Stjerne]]r producerer energi gennem [[fusion]] af lette [[grundstof]]fer til tungere. 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 [[temperatur]]en i centrum ikke er høj nok til at kunne fusionere. For [[hovedserien|hovedseriestjerner]] med en masse under ca. 8 solmasser vil massen af denne kerne ikke overstige chandrasekhargrænsen og den vil med tiden miste masse 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]] og efterlade en [[neutronstjerne]] eller et [[sort hul]].<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.
== Chandrasekhars formel ==
Chandrasekhars formel (modificeret ved at addere [[Solen]]s [[masse]]):
:<math>G \approx 6.673 \times 10^{-8} \; \mathrm{m}^3\mathrm{g}^{-1}\mathrm{s}^{-2}</math> er [[den universelle gravitationskonstant]],
:<math>z = Z/A \,</math> er forholdet mellem antal [[proton]]er <math>Z \,</math> og summen af alle [[nukleon]]er ([[proton]]er + [[neutron]]er) <math>A \,</math>,
:og <math>m_H \approx 1.673534 \times 10^{-24} \mathrm{g}</math> er [[masse]]n af et [[brint]]atom.<br />
Det står umiddelbart klart, at formlen kun har 1 [[variabel]], nemlig <math>z \,</math>.
Resten er konstanter, hvoraf de tre er universelle fysiske konstanter (<math>\hbar</math>, <math>c \,</math> and <math>G \,</math>).<br />
Følgelig varierer Chandrasekhargrænsen alene med forholdet mellem protoner og summen af alle neukleoner.<br /><br />
Stærke indikationer af, at Chandrasekhars formel er korrekt:
:<math>M_{Ch} = (0.44 + 1) M_{Sol} = 1.44 M_{Sol} \,</math>,
nemlig Chandrasekhargrænsen.<br />
Andre værdier for <math>z \,</math> kunne være:
:<math>z = 0.6 \to 2.05 M_{Sol} \,</math>
:<math>z = 0.4 \to 1.28 M_{Sol} \,</math>
:''' En hypotetisk hvid dværg bestående udelukkende af [[neutron]]er (ikke at forveksle med en ægte [[neutronstjerne]]):''' <math>z = 0.0 \to 1.00 M_{Sol} \,</math><br />
Man skal være opmærksom på, at ovennævnte "andre værdier" er teoretiske, idet de præcise kemiske sammensætninger af de forskellige [[hvid dværg|hvide dværgstjerner]] ([[spektralklasse]] D) endnu er ukendte.
== Kilder ==
{{reflist|2}}
Carroll, Bradley W. & Ostlie, Dale A.: ''Modern Astrophysics'', Pearson Education Inc., 2006/2007, ISBN 0-321-44284-9 (International Edition)
[[
[[
[[ar:حد شاندراسيخار]]
| |||