Schoenberg-Chandrasekhar-gränsen är den maximala massan för en isotermisk kärna av en stjärna där kärnreaktioner inte inträffar och som kan stödja det omgivande skalet. Det representeras som förhållandet mellan kärnans massa och den totala massan av kärnan och skalet. Gränsuppskattningarna beror på de modeller som används och den antagna kemiska sammansättningen av kärnan och de yttre lagren, vanligtvis är gränsvärdena från 0,10 till 0,15 (från 10% till 15% av stjärnans totala massa). [1] [2] Representerar det maximala värdet upp till vilket en heliumkärna kan växa; om kärnan överskrider denna gräns i massa, vilket är möjligt i fallet med massiva stjärnor, kollapsar kärnan, den frigjorda energin leder till expansionen av stjärnans yttre skikt och dess övergång till scenen av en röd jätte. Gränsen är uppkallad efter astrofysikerna S. Chandrasekhar och M. Schoenberg , som uppskattade värdet av denna kvantitet i en artikel från 1942. [3]
Schoenberg-Chandrasekhar-gränsen spelar en viktig roll i det skede av stjärnutvecklingen , när huvudsekvensstjärnan tömmer vätetillförseln i kärnan. Sedan komprimeras stjärnans inre område tills förbränningen av väte i ett skal runt den heliumrika kärnan börjar, och hela systemet sänks ner i ett skal som huvudsakligen består av väte. När vätet i skalet brinner ökar kärnan i massa. Om stjärnans massa inte överstiger 1,5 solmassor , blir kärnan degenererad tills gränsen för Schoenberg-Chandrasekhar nås; om stjärnans massa överstiger 6 solmassor, kommer så mycket energi att frigöras under gravitationskollapsen att kärnan inte kommer att vara isoterm förrän heliumförbränningen börjar. I det mellanliggande fallet kommer kärnan att växa tills denna gräns nås, varefter det blir en snabb sammandragning tills heliumförbränning i kärnan börjar. [1] [4]
Ordböcker och uppslagsverk |
---|