Chandrasekhar-grænsen: Forskelle mellem versioner

m
Retter tankestreger – burde ignorere [[ ]], {{ }} og <math> samt <gallery>; kosmetiske ændringer
(smårett (skrivefejl, formulering, mv.))
m (Retter tankestreger – burde ignorere [[ ]], {{ }} og <math> samt <gallery>; kosmetiske ændringer)
| pmid=17289993 }}</ref>
 
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 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)|strålingstrykstrålingstrykket]]ket 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 chandrasekhargrænsen 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>.
 
hvor:
:<math>M_{Ch} \,</math> er [[masse (fysik)|massemassen]]n for Chandrasekhar-grænsen.
:<math>\pi \approx 3.141592654</math> er den matematiske konstant [[Pi (tal)|pi]],
:<math>\hbar \approx 1.054571596 \times 10^{-27} \; \mathrm{erg s}</math> er [[Diracs konstant]] (=også kaldet ”den reducerede [[Plancks konstant]]”),
:<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>,
:<math>m_H \approx 1.673534 \times 10^{-24} \mathrm{g}</math> er [[masse (fysik)|massemassen]]n af et [[brint]]atom.<br />
:''M''<sub>☉</sub> er [[Solen]]s masse (= 1.989·10<sup>30</sup> kg ).
 
 
# Man har aldrig observeret en hvid dværgstjerne med en masse, som overstiger Chandrasekhargrænsen.
# [[Supernova|Supernovaer]]er af type Ia (resultatet af, at en [[hvid dværg]]s masse overstiger Chandrasekhargrænsen <math>M_{Ch} \,</math>) har en [[absolut lysstyrke]] i intervallet -19.3 ± 0.3. Dette interval er identisk med en faktor 1,7 i lysstyrke, og dette indikererer, at alle supernovaer af type Ia omsætter omtrent samme mængde masse til energi, når man tager højde for en mindre variation af <math>z \,</math>.
 
 
274.384

redigeringer