Chandrasekhar's Limit • James Trefil, The Two Hundred Laws of Universe Encyclopedia

Chandrasekhar's Limit

Ligesom alt andet i universet er stjerner født, bor og dør i deres tid (cm. Evolutionen af ​​stjerner). Afhængig af stjernens masse afslutter den sin livssti enten med en flammende flash af en supernova eller en stille udryddelse i form af en hvid dværg.

En stjernes hele liv er kernen i en vedvarende kamp mod centripetal tyngdekraft. For øjeblikket finder termonukleare reaktioner sted i kernen i vores sol, hvor energi frigives, der hæver temperaturen af ​​stoffet, der udgør solen til et sådant højt niveau, at det begynder at opføre sig som en ideel gas.. Ifølge loven i staten af ​​en ideel gas fører en stigning i temperaturen i et konstant volumen til en forholdsmæssig stigning i trykket, som følge af hvilket tryk i solens kerne konstant øger modstanden af ​​tyngdekraften og holder de ydre lag af solen fra gravitationsbrud – hurtigt fald til midten af ​​stjernen.

Tiden kommer (ca. 6,5 milliarder år), når brændstofreserverne for sin termonukleære ovn løber ud i solens dybde, og tyngdekraftenes tiltrængning efter 11 milliarder års kamp vil vinde.Solen begynder at krympe hurtigt, indtil tyngdekraften træffer den næste (efter den nedslagne termonukleære) forsvarslinje, hvilket igen giver kompressionskræfterne en passende tilbøjelighed til tryk. For stjernerne i kategorien af ​​solen bliver fri elektroner inde i stjernen en sådan barriere. Elektroner adlyder Pauli-udelukkelsesprincippet, hvorefter to elektroner ikke kan være i samme tilstand på en hvilken som helst bane. Denne position indebærer, at enhver elektron har brug for "boligareal", og de kan kun komme tættere på en bestemt grænse.

Under gravitationens sammenbrud af en stjerne med en masse tæt på solen, krymper den til størrelsen af ​​størrelsen af ​​jordens dimensioner, hvorefter sammenbruddet stopper på grund af modvirkningen af ​​elektroner, som "har ingen steder" at bevæge sig nærmere. En stjerne på dette stadium kan ikke længere generere energi (der er ikke brændstof), men det fortsætter med at gløde i et stykke tid, køling, når det køler af. Disse stjerner kaldes hvide dværge og blandt de synlige stjerner i nattehimlen er de ganske få. Faktisk er en hvid dværg holdt fra fuldstændig sammenbrud af en ligevægt mellem to kræfter – gravitationstiltrækning og en slags elektrontryk indefra.I astrofysik kaldes sidstnævnte tryk af en degenereret elektrongas. (Flere massive stjerner fortsætter med at krympe, indtil de eksploderer i en supernova-flash – cm. Stjernens udvikling.)

I begyndelsen af ​​1930'erne formulerede den unge indiske teoretiske fysiker Subrahmanyan Chandrasekhar, der arbejder på teorien om hvide dværge, en vigtig konsekvens af Pauli-forbuddet, nemlig: når en stjernes masse overstiger en vis grænse svarende til omkring 1,4 solmasser, krafterne er stærkere end trykgeneratorerne af degenereret gas, og sammenbruddet fortsætter. Det er denne masse M = 1,4Mmed og fik navnet "Chandrasekhar grænse".

Subrahmanyan CHANDRASECAR
Subrahmanyan Chandrasekhar, 1910-95

Amerikansk astrofysiker af indisk oprindelse. Født i Lahore (derefter Indien, nu Pakistan) i familien af ​​en stor embedsmand i den britiske koloniale administration. Han studerede ved University of Madras (Indien), derefter ved Cambridge University (Det Forenede Kongerige). I 1937 kom han ind i fakultetet ved University of Chicago (USA), hvor han arbejdede indtil livets ende. Han gav et betydeligt bidrag til teoretisk fysik og astrofysik, for at åbne grænsen, opkaldt efter ham, i 1983, blev han tildelt Nobelprisen i fysik.Chandrasekhar blev kendetegnet ved udsøgte manerer, altid klædt i en streng sort dragt, brugte meget tid med unge teoretiske fysikere og gav generøst deling af sine ideer med dem. Hans navn bærer nu det nye orbital observatorium NASA.


Like this post? Please share to your friends:
Skriv et svar

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: