Chandrasekharin raja

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Chandrasekharin raja. Sininen on epärelativistinen ja vihreä käyrä relativistinen malli.

Chandrasekharin raja (tai Chandrasekharin massa) on valkoisen kääpiön suurin mahdollinen massa.[1] Se on noin 2,8 × 1030 kg eli noin 1,4 Auringon massaa. Tarkka lukuarvo riippuu tähden koostumuksesta [2]. Tämän rajan löysi ja laski ensimmäisenä Nobel-palkittu intialainen fyysikko Subrahmanyan Chandrasekhar vuonna 1930.

Valkoinen kääpiö on elinkaarensa loppupäässä oleva tähti, jonka sisuksen ydinreaktiot ovat loppuneet. Valkoisen kääpiön romahtamisen estää tavanomaisen säteilypaineen sijaan elektronien degeneraatiopaine. Elektronit ovat fermioneja, joten kaksi elektronia ei voi olla samassa kvanttitilassa. Kun elektronikaasua puristetaan pienempään tilaan, täytyy elektronien virittyä korkeammille energiatiloille, ja tästä aiheutuva paine pysäyttää tähden luhistumisen. Jos valkoisen kääpiön massa ylittää Chandrasekharin rajan, virittyneiden elektronien energia on niin suuri että elektronisieppaus muuttuu energeettisesti kannattavaksi. Tällöin tähden aine muuntuu neutroneiksi (ja neutriinoiksi), ja tähti romahtaa neutronitähdeksi.


Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Stuart Louis Shapiro & Saul Arno Teukolsky: Black holes, white dwarfs, and neutron stars, s. 64. John Wiley & Sons, 1983. ISBN 9780471873167. (englanniksi)
  2. Timmes, F. X.; Woosley, S. E.; Weaver, Thomas A. , The Neutron Star and Black Hole Initial Mass Function, Astrophysical Journal v.457, p.834, http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...457..834T
Tämä tähtitieteeseen liittyvä artikkeli on tynkä. Voit auttaa Wikipediaa laajentamalla artikkelia.