Chandrasekhar-grænsen: Forskelle mellem versioner

Spring til navigation Spring til søgning
m
Bot: Kosmetiske ændringer
m (robot Tilføjer: lb:Chandrasekhar-Grenz)
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. 51&ndash;6251–62 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 981238250X981-238-250-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
| 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. 810&ndash;814810–814.</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&ndash;L52L49–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 ==
 
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)
 
[[kategoriKategori:astrofysikAstrofysik]]
[[kategoriKategori:kernefysikKernefysik]]
 
[[ar:حد شاندراسيخار]]
60.454

redigeringer

Navigationsmenu