Chandrasekhargrensa

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Gå til: navigering, søk

Chandrasekhargrensa er den maksimale massen ein kvit dverg kan ha. Chandrasekhargrensa er på om lag 3 × 1030 kg — det vil seie kring 1,44 gonger massen av sola. Grensa vart først utrekna av, og derfor oppkalla etter, den indisk-amerikanske fysikaren og nobelprisvinnaren Subrahmanyan Chandrasekhar. I 1942 i samarbeid med den brasilianske fysikaren Mário Schenberg oppdagede han ei ny grensa, som blir kalla Schenberg-Chandrasekhargrensa.

Varmen som blir generert av ei stjerne pressar atmosfæren åt stjerna ut. Etter som stjerna går tom for brennstoff kollapsar atmosfæren attende inn i kjernen åt stjerna. Om massen til stjerna ligg under chandrasekhargrensa, så blir samanbrotet avgrensa av elektrondegenerasjonstrykket, og resultatet blir ein stabil kvit dverg. Om massen åt stjerna ligg over chandrasekhargrensa, så finst det tilstrekkjeleg gravitasjonskrefter tilstades til at stjerna vil bryte saman forbi kvit dverg-stadiet og bli ei nøytronstjerne, ei kvarkestjerne eller eit svart hol.

Chandrasekhargrensa er ein konsekvens av den spesielle relativitetsteorien i samband med elektronoppførselen som gjev degenerasjonstrykket som trengst for å halde oppe den kvite dvergen. Etter klassisk fysikk kan ein kvit dverg ha kva som helst masse med volum som er omvendt proporsjonelt med massen. Etter relativistisk utrekning er dei typiske energinivåa som degenerasjonspresset tvingar elektrona til i kvite dvergar ikkje uansande i høve til restmassen deira, og ein avgrensande masse oppstår for ein sjølvgraviterande, sfærisk symmetrisk lekam som blir halden oppe av degenerasjonstrykket.

Om ein kvit dverg som er i eit dobbelstjernesystem med ei kjempestjerne tek til seg nok masse frå kjempestjerna til sjølv å overstige chandrasekhargrensa, vil denne stjerna kollapse og dra med seg kjempestjerna i ein type I-supernova.

Bakgrunnsstoff[endre | endre wikiteksten]