Wikipedia

Chandrasekhar-grænsen: Forskelle mellem versioner

Gennemse historikken interaktivt
← Gå til forrige forskelGå til næste forskel →
Content deleted Content added
VisueltWikitekst
m r2.7.1) (robot Ændrer: fa:حد چاندراسخار
uddybning af degeneret stof + de affødte supernovatyper, mv.
Linje 1:
'''Chandrasekhargrænsen''' er et udtryk for den maksimale [[masse (fysik)|masse]] for legemer bestående af stof hvor alle [[elektron]]erne er [[degenereret stof|degenererede]]. Dette er en meget tæt form for stof, der består af [[atomkerneatom]]rer, i en sø afhvis [[elektron]]er befinder sig i de lavest mulige energiniveauer, dvs. alle elektroner befinder sig i de inderste elektronskaller. Stof bestående af sådanne atomer kaldes degenereret.

Grænsen er gældende for den maksimale [[Rotation|ikke-roterende]] masse, der vedpå hjælpgrund af pressetmodtrykket fra [[Degenereret stof|elektrondegeneration]] kan modstå at kollapse under sin egen masse pga. [[tyngdekraft]]en, der virker på dem. Den er opkaldt efter astrofysikeren [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] og den gængseomtrentlige (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
| author=Mazzali, P. A.; K. Röpke, F. K.; Benetti, S.; Hillebrandt, W.
| title=A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
Line 5 ⟶ 7:
| issue=5813 | pages=825–828
| doi=10.1126/science.1136259
| pmid=17289993 }}</ref>
| 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.
 
Eftersom [[hvid dværg|hvide dværge]] består af elektrondegenereret stof, kan en ikke-roterende hvid dværg ikke have en masse over Chandresekhargrænsen. Roterer den derimod, vil den - pga. [[centrifugalkraft]]en, som "trykker" 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. 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 [[Solen|solmasser]] vil massen af denne kerne ikke overstige chandrasekhargrænsen og den vil i sin [[Rød kæmpe|udviklingsfase som rød kæmpestjerne]] udstøde hovedparten af sin atmosfære og blive til en [[hvid dværg]].
 
[[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]] 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 Chandrasekhargrænsen. I så fald kollapser hele stjernen, eksploderer som en supernova af type Ia og efterlader ikke en massiv stjernerest, men kun en [[supernovarest]].
▲[[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. 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>
 
== Chandrasekhars formel ==
Line 41 ⟶ 49:
Andre værdier for <math>z \,</math> kunne være:
 
:En '''[[hypotetisk|hypotese]]''' (ikke eksisterende) hvid dværg bestående udelukkende af [[proton]]er: <math>z = 1.0 \to 2.74 M_{Sol} \,</math>
:et par mellemstadier:
:<math>z = 0.6 \to 2.05 M_{Sol} \,</math>
:<math>z = 0.4 \to 1.28 M_{Sol} \,</math>
:En '''hypotetisk''' (ikke eksisterende) 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 hypotetiske, idet de præcise kemiske sammensætninger af de forskellige [[hvid dværg|hvide dværgstjerner]] ([[spektralklasse]] D) endnu er ukendte, fordi de hvide dværges indre er næsten skjult af deres atmosfære og fordi dens indre ikke nødvendigvis har samme [[kemi]]ske sammensætning som dens overflade under atmosfæren.
 
 
Hentet fra "https://da.wikipedia.org/wiki/Chandrasekhar-grænsen"