Астрономија

Колапс звезде испод масе ограничења Цхандрасхекхар

Колапс звезде испод масе ограничења Цхандрасхекхар


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Како се израчунава Цхандрасхекхар Лимит? Шта се дешава са звездама испод масе границе Цхандрасхекхар-а након што се сруше?


Маса Цхандрасекхар је теоретска максимална звездана маса која се може подржати идеалним притиском дегенерације електрона.

Првобитно га је израчунао Цхандрасекхар користећи политропне једначине стања за беле патуљасте звезде различитих састава.

Утврђено је да ако је једначина стања $ П пропто рхо ^ {4/3} $, што је прикладно за ултра релативистичке електроне, тада се равнотежа добија само за $ М_ {ЦХ} = 5,8 му_е ^ {2 } М _ { одот} $, где густина постаје бесконачна, а $ му_е $ је број јединица атомске масе по електрону у гасу.

Типични бели патуљци су угљеник и кисеоник са $ му_е = 2 $ и $ М_ {ЦХ} = 1.45М _ { одот} $, али у језгру родоначелника супернове направљеног од гвожђа-56 он би био нижи - око $ М_ {ЦХ} = 1,25 милиона _ { одот} $.

Последњих година Цхандрасекхар граница је еволуирала да колоквијално значи максималну могућу масу белог патуљка. Главне корекције идеалног случаја које је разматрао Цхандрасекхар су Цоуломб корекције, могући почетак инверзног бета распада (хватање електрона) и нестабилност при коначној густини предвиђена употребом ГР-а, а не Њутновом гравитацијом. Овај последњи вероватно поставља „масу Цхандрасекхар“ за карбонско беле патуљке на 1,38 милиона долара _ { одот} долара.

Карбонско-бели патуљак који је имао масу мању од ове могао би бити подупрт притиском дегенерације електрона и не би се срушио.

Ако се вашим питањем тражи извођење масе Цхандрасекхар, онда предлажем да погледате анализе стабилности које су представљене у стандардном тексту на тему попут „Црних рупа, белих патуљака и неутронских звезда“ аутора Схапиро и Теуколски. Приближан резултат може се добити коришћењем виријалне теореме која претпоставља звезду једнолике густине.


Шта је цхандрасекхар лимит? (Астрономија)

Граница Цхандрасекхар је сада прихваћена да буде приближно 1,4 пута већа од масе сунца било који бели патуљак са мање од ове масе остаће заувек бели патуљак, док је звезди која премаши ову масу суђено да заврши свој живот у тој најжешћој експлозији : супернова.

Граница Цхандрасекхар (/ тʃʌндрәˈсеɪкәр /) је максимална маса стабилне беле патуљасте звезде. Тренутно прихваћена вредност ограничења Цхандрасекхар је око 1,4 М☉ (2.765 × 1030 кг). [1] [2] [3]

Бели патуљци се опиру гравитационом колапсу првенствено притиском дегенерације електрона, у поређењу са звездама главног низа, које се одупиру колапсу топлотним притиском. Граница Цхандрасекхар-а је маса изнад које притисак електронске дегенерације у језгру звезде није довољан да уравнотежи сопствену гравитациону самопривлачност звезде. Сходно томе, бели патуљак чија је маса већа од границе подложан је даљем гравитационом колапсу, еволуирајући у другачију врсту звезданих остатака, попут неутронске звезде или црне рупе. Они са масом до границе остају стабилни као бели патуљци. [4]

Граница је добила име по Субрахманиан Цхандрасекхар. Цхандрасекхар је побољшао тачност прорачуна 1930. године израчунавањем границе за модел политропе звезде у хидростатској равнотежи и упоређивањем своје границе са ранијом границом коју је пронашао Е. Ц. Стонер за звезду уједначене густине. Важно је да је постојање ограничења, засновано на концептуалном пробоју комбиновања релативности са Фермијевом дегенерацијом, заиста први пут утврђено у одвојеним радовима које су објавили Вилхелм Андерсон и ЕЦ Стонер 1929. Заједница научника је границу у почетку игнорисала јер ограничење би логично захтевало постојање црних рупа, што се у то време сматрало научном немогућношћу. Забележена је чињеница да се улоге Стонера и Андерсона често занемарују у астрономској заједници


Повезан

Сићушне црне рупе

Елементи у океану

Криптос: Стручна питања и одговори

Живот звезде карактерише термонуклеарна фузија која се спаја водоник са хелијумом, хелијум са угљеником и тако даље, стварајући све теже и теже елементе. Међутим, термонуклеарна фузија не може створити елементе теже од гвожђа. Само експлозија супернове може створити бакар, сребро, злато и „елементе у траговима“ који су важни за животне процесе.

Лакши елементи попут угљеника, кисеоника и азота такође су неопходни за живот, али без експлозија супернове остали би заувек закључани у звездама. Будући да су тежи од водоника и хелијума који чине већину почетне масе звезда, они тоне да би формирали централно језгро звезде - баш као што је већина гвожђа на Земљи затворена у њеном језгру. Ако су звезде, како је Еддингтон веровао, предодређене да постану бели патуљци, ти елементи би остали ограничени на звездану унутрашњост или би у најбољем случају били достављени у релативно малим количинама у свемир као целину помоћу звезданих ветрова. Живот какав познајемо захтева да се створе стјеновите планете и једноставно не постоји начин да се довољно стјеновитог материјала избаци у свемир уколико звијезде не могу тај материјал испоручити у велепродајним количинама. А супернове раде управо то.

Ограничење Цхандрасекхар стога није само горња граница максималне масе идеалног белог патуљка, већ је и праг. Звезда која прелази овај праг више не гомила свој драгоцени терет тешких елемената. Уместо тога, испоручује их у универзум у целини у супернови која обележава сопствену смрт, али омогућава постојање живих бића.

Дубље
Избор уредника за даље читање

ББЦ: Епрувете и испади: Артхур Станлеи Еддингтон и Субрахманиан Цхандрасекхар
У овом радио програму откријте историју једног од најгаднијих неслагања у астрофизици.

ФККСи: Експлодирање парадигме Супернове
У овом посту на блогу, Зееиа Мерали истражује празнине у нашем разумевању експлозија супернове.


Звезде са масом већом од границе Цхандрасекхар-а на крају се урушавају или да би постале неутронске звезде или црне рупе. Звезде са масом испод ове границе спречавају колапс дегенеративним притиском њихових електрона.

Када звезда постаје неутронска звезда, а када црна рупа?

8 соларних маса или више се сруши у неутронске звезде или црне рупе на крају фазе & куотсупер-гигантског & куот; звезде главног низа в / мање од

8 соларних маса постају бели патуљци на крају & куотгиант & куот; фазе свог живота и избацују своје спољне слојеве у облику планетарне маглине. бели патуљци крећу се од мање од соларне масе до

1,4 Сунчеве масе - Цхандрасекхар-ова граница - преко које дегенерација електрона није довољна да спречи даљи гравитациони колапс.

на основу онога што сам прочитао, супернова типа 1а је буквално експлозија (за разлику од догађаја имплозије) која се, као што сте рекли, дешава када бели патуљак премаши 1,4 соларне масе (Цхандрасекхар-ова граница) као материја од сапутника звезда се баца на њу. у том тренутку одбегла термонуклеарна ланчана реакција преузима и уништава белог патуљка у спектакуларној експлозији која за собом не оставља остатке (неутронска звезда, црна рупа, итд.). шта ја немој Схватите зашто се у овом случају на граници Цхандрасекхар догоди експлозија, уместо да се даље сруши на неутронску звезду или црну рупу. да ли то има везе са разликом између електронски изрођене материје која сачињава белог патуљка и гвожђа које сачињава језгро масивне звезде? или ми недостаје нешто прилично очигледно?

* ЕДИТ * - само прочитајте мало о белим патуљцима и унесите супернове 1а. чини се да је тренутно гледиште да бели патуљци заправо заправо не достижу границу Цхандрасекхар током процеса акретације и да притисак изазван гравитацијом док се бели патуљак приближава унутар 1% од Цхандрасекхар границе ограничава језгро довољно да започне термонуклеарну фузију која покреће ланчану реакцију одбега која на крају уништава белог патуљка у експлозији.


Беле патуљасте звезде су крајњи производи звездане еволуције звезда мале и средње масе попут нашег Сунца. Они су изузетно густи предмети (1 кашичица белог патуљастог материјала била би тешка неколико тона!) И подржани су против даљег гравитационог колапса притиском дегенерације електрона.

Граница Цхандрасекхар-а од 1,4 Сунчеве масе је теоретска максимална маса коју звезда белог патуљка може имати и још увек остаје бели патуљак (мада се ова граница мало разликује у зависности од металности). Изнад ове масе, притисак електронске дегенерације није довољан да спречи гравитацију да уруши звезду даље у неутронску звезду или црну рупу.

Граница је добила име по нобеловцу Субрахманиан Цхандрасекхар, који је први предложио идеју 1931.

Студирајте астрономију на мрежи на Универзитету Свинбурне
Сав материјал је © Свинбурне Университи оф Тецхнологи, осим тамо где је назначено.


Анализирајући свемир - Вики Вики: Небо пада!

Прошле недеље смо сазнали како неутронске звезде постају компактни звездани објекти који остају иза масивних звезда ($ М_> 10 _ < одот> $) насилно завршавају свој живот у супернови која се распада у језгру. Ове недеље истражићемо физичке процесе који објашњавају ове огромне експлозије.

Као што смо разговарали у чланку о звезди о еволуцији звезда, након што се водоник испразни у језгру масивне звезде, у језгру и око њега настају узастопне фазе фузије. На доњој слици приказан је елементарни састав ових региона са тежим елементима који се појављују ближе језгру. Ово се обично назива шминком од коже лука, али ово је крајње поједностављено гледиште, јер би се понекад могло мешати између слојева како звезда еволуира. Штавише, у неким слојевима постоје и други елементи (попут сумпора), али важи општа идеја. Посебно морамо обратити велику пажњу на гвоздено језгро обавијено љуском од силицијума и материјала који сагорева сумпор. Ова љуска генерише више гвожђа које повећава масу језгра. За разлику од свих осталих фаза еволуције звезде, у завршној фази се ватра елементарне фузије гаси у језгру.

Ову судбину осигурава чињеница да, за разлику од свих претходних фаза нуклеарне фузије која генерисан енергија, гвожђе захтева енергија за стапање у теже елементе. У одређеном смислу језгро постаје масивни понор енергије и како се његова маса приближава ограничењу Цхандрасекхар масе ($ сим1.4 , М _ < одот> $), атоми постају релативистички (поред тога што електрони дегенеришу), а језгро почиње да се урушава, неспособно да изврши потребан спољни притисак да се одупре привлачењу гравитације ка центру звезде.

Језгро звезде, отприлике величине земље, пропада док притисак неутронске дегенерације не изједначи притисак гравитације. До овог тренутка језгро је приближно величине Менхетна ($ сим10 км $). Направимо кратак тајм-аут за акцију да бисмо детаљно објаснили колапс.

Како се језгро руши, сви протони се трансформишу у неутроне кроз бројне физичке процесе. Најједноставнији процес је инверзни - $ бета $ распад, при чему се протон комбинује са електроном да би постао неутрон (неутралан чињеницом да електрони и протони имају потпуно исти набој величине, али у супротности по предзнаку). Поред формирања неутрона, емитује се и неутрино. Замислите неутрино као готово безмасну, ненабијену душу електрона која је престала да буде, у овом случају то би био електронски неутрино, који обично симболизује као $ ну_$. Након што је супернова 1987А експлодирала у Великом Магелановом облаку, откривен је масиван ток неутрина аномалозно високом стопом детекције у експериментима за откривање неутрина који су били и још увек су смештени далеко под земљом да би се заштитили од лажних откривања која нису повезана са космичким догађајима. Овај нуклеарни распад можемо визуелно представити у једноставној једначини:

(Имајте на уму да се за сваки тако настали неутрон генерише и неутрино). Сада настављамо тамо где је акција стала. Језгро достиже минималну величину од око 10 км, али онда почиње да се одбија. Док то чини, ударни таласи се убацују у звездани материјал који такође покушава да падне у центар. Након овог одскока језгро ће се поново срушити, али овог пута је више или је закључано на своје место као потпуно формирана неутронска звезда. У одређеним аспектима ово подсећа на звоно.

У међувремену, ударни талас се пробија кроз падајући звездани материјал и појачава се огромним флуксом неутрина који настаје стварањем неутронске звезде. Овај ударни талас раздваја звезду у случају који називамо супернова. Дијаграм у наставку приказује сјајан цртани филм и натпис са википедиа странице на Суперновама типа ИИ и приказује различите фазе колапса језгра.


Формација белог патуљка

У реду. Од сада знате да је оно што је Цхандрасекхарова граница и сва историја његовог открића и белих патуљака. Стога сте у савршеној позицији да знате какву улогу Цхандрасекхар лимит игра у формирању белог патуљка.

Па, према класичном погледу, када се звезда сруши, на крају ће постати бели патуљак као њена коначна судбина. Али, ако говоримо у смислу ограничења Цхандрасекхар-а (савремени поглед), бели патуљак није коначна судбина свих звезда. Значи, могла би постати неутронска звезда или једноставно црна рупа. Ахх, немојте се збунити. Рећи ћу вам како.

Видите, да би звезда постала црна рупа, њена маса би требало да буде изнад 29,0 Сунчевих маса. Слично томе, да би звезда постала неутронска звезда, њена маса би требало да буде у опсегу 10,0 до 29,0 соларне масе. Коначно, да би звезда постала бели патуљак, њена маса би требало да буде у опсегу од 0,07 до 10,0 Сунчеве масе.

Цхандрасекхар Лимит и Бели патуљак

Када звезди понестане нуклеарног горива, она ће се и даље урушавати све док нека врста унутрашње силе не ступи у акцију и спречи себе да се даље урушава. У случају белих патуљака, овај равнотежни положај постиже се притиском електрона. Ево, притисак дегенерације електрона спречиће даље урушавање звезде под сопственом гравитацијом. Управо из овог разлога, бели патуљци су познати и као изрођени патуљци.

Па, ако не знате, бели патуљци се даље могу сврстати у три различите категорије. У овом чланку сам објаснио све о путовању звезде белом патуљу. Погледај. Сигуран сам да ће вам се свидети. Али, и овде ћу дати кратки преглед.

Прва класификација белог патуљка позната је као звезде мале величине, тј његова маса је између 0,07 до 0,5 соларне масе. Следеће у низу су звезде средње величине, тј његова маса је између 0,5 до 8,0 соларних маса. Следећа и последња у низу је звезда велике величине, тј његова маса је између 8,0 и 10,0 Сунчевих маса.

Знате, астрономи и научници верују да ће, када ће бели патуљак исијавати сву своју топлотну енергију, на крају постати црни патуљак. Али нисмо пронашли ниједног хипотетичног црног патуљка. Знаш ли зашто? па ако то учините, просветлите ме својом пажљивошћу у одељку за коментаре. Чекам.

То је све за овај пост. Ако вам се свиђа овај чланак, поделите ако вам се свиђа, свидите ако га делите. Такође нас можете пронаћи на Мик, Твиттер, Пинтерест и Фацебоок.


Како би магнетна поља могла да промене Цхандрасекхар-ову масну границу

Институција првог аутора & # 8217с: Индијски институт за науку, Бангалоре, Индија.

Статус: Објављено у физичким прегледним писмима [затворени приступ]

Овај пост је написао Ваибхави Гавас, студент друге године Индијског технолошког института у Мадрасу. Ваибхави похађа Интегрисане првоступнике и магистре физике и шеф је Клуба за физику и астрономију ИИТ Мадраса. Воли да прељутаво чита о звезданим експлозијама и чека да буде сведок следеће велике супернове. Изван астрономије и физике, Ваибхави воли походе, дуге шетње природом и поетично ја у њој коју су пробудили само Монсуни.

Супернове типа Иа (СНИае), за које је примећено да су изазване детонацијом беле патуљасте звезде, генерално су врло конзистентна врста звезданих експлозија које чине значајан део лествице на даљину. Њихова доследност нас је чак довела до откривања тамне енергије! Међутим, откривено је све више и више егзотичних примера СНИае, што је навело истраживаче да доведу у питање наше разумевање физике која стоји иза СНИае. У данашњем раду аутори разматрају како би присуство магнетног поља могло утицати на врсте експлозија СНИа које видимо.

Беле патуљасте звезде у пратњи бинарног партнера теже стварању масе током одређеног временског периода. Како бели патуљци расту у маси, они доживљавају јачу гравитациону силу која звезду вози ка колапсу. Знамо да бели патуљци подржавају гравитациони колапс притиском дегенерације електрона. Међутим, електронска дегенерација се може борити против само ограничене количине гравитационог притиска.

С. Цхандрасекхар је 1978. године добио Нобелову награду за физику за израчунавање максималне масе белог патуљка, 1,4 соларне масе, коју је могао издржати притисак дегенерације електрона. Када укупна маса белог патуљка пређе ову границу, термонуклеарна одбегла реакција се запали и звезда се поцепа у драматичној експлозији. Ове експлозије су неки од најсјајнијих догађаја у свемиру! У року од 15-20 дана могу да ослободе онолико енергије колико ће наше сунце произвести током читавог свог живота.

Мислили су да сви карбонски кисеоници (најчешћи тип) бели патуљци експлодирају када пређу границу од 1,4 соларне масе. Сличан састав и иста количина масе подразумевају да сви СНИае ослобађају приближно исту количину енергије у својим експлозијама током сличног временског оквира. Према томе, сваки СНИа би створио приближно исте криве светлости када се правилно калибрише. Удаљеност до експлозије може се мерити на основу калибрације. Отуда се експлозије СНИае називају и стандардним свећама.

Међутим, шта ако би неки егзотични феномен могао променити ограничење Цхандрасекхар масе? Приметили смо СНИае са већим осветљењима од очекиваних (суперсветне СНИае). Овим пресветлим СНИае треба бели патуљак родоначелник од 2,1-2,8 Сунчеве масе да би се подударао са посматрањима. Истраживање природе високо магнетизованих белих патуљака довело је до открића да су неки бели патуљци заиста могли држати масу већу од 1,4 Сунчеве масе, чак понекад и до 2,8 Сунчеве масе. Ова достигнућа доводе у питање стандардне свеће које смо користили до сада, а такође пружају могуће објашњење за родоначелнике суперсветних СНИае.

Истраживање које су водили професори са Одељења за физику Индијског института наука бавило се темељним својствима високомагнетизованих белих патуљака и потенцијалним импликацијама на кршење граничне масе СНИа и Цхандрасекара. У раду аутори разматрају како би промене у једначини стања за беле патуљке могле да промене масну границу. Једначина стања (ЕоС) повезује притисак и густину унутар звезданог језгра. Тада се помоћу ове једначине могу израчунати маса и полупречник звезде.

Оригинални Лане-Емден ЕоС није узимао у обзир магнетно поље. Бели патуљак успоставља хидростатичку равнотежу на основу квантних ефеката изрођених електрона. Познато је да врло висока магнетна поља мењају расположива енергетска стања таквих изрођених електрона. & # 8216Ландау ефекти квантизације & # 8217 резимира ефекте магнетних поља на изрођене електроне и доноси Ландау нивое (нивое енергије изрођених електрона у магнетном пољу). Без присуства магнетног поља, сви нивои Ландауа су заузети (види следећу слику за илустрацију). Како магнетско поље расте у снази, све мање нивоа Ландауа је доступно за електроне. Промене нивоа електрона мењају притисак дегенерације, последично мењајући густину и ЕоС за белог патуљка.

Да би Ландауова квантизација ступила на снагу, магнетна поља од

Потребно је 10 ^ 15 гауса. Сада већина белих патуљака има површинска магнетна поља не већа од 10 ^ 10 Гаусс-а, што је много мање од 10 ^ 15 Гаусс-а. Али како се густина материје повећава према језгру белог патуљка, магнетно поље у близини језгра такође се нагло повећава због очувања магнетног флукса. Штавише, родоначелници СНИае излучују беле патуљке. Са повећањем прираштене масе, гравитациони притисак се повећава, и следствено томе, бели патуљак се смањује.

Другим речима, како се величина белог патуљка који се увећава смањује са порастом његове укупне масе, очување магнетног флукса у тако компактним објектима доводи до повећања јачине магнетног поља у центру. Као што је приказано на слици 3, снажно централно магнетно поље омогућава већу потпору спољашњем притиску услед дегенерације електрона, омогућавајући белом патуљу да преживи већи унутрашњи гравитациони притисак и порасте преко 1,4 Сунчеве масе.

Граница Цхандрасекхар масе формулисана је без разматрања магнетних ефеката, али тренутна запажања значе да се велика магнетна поља не могу занемарити. ЕоС добијен након разматрања само једног (нула) нивоа Ландауа доводи до новог крајњег ограничења масе за беле патуљке од око 2,58 Сунчеве масе. Бели патуљци са нижим магнетним пољима могу имати више нивоа Ландауа што доводи до њихове максималне масе између 1,4 и 2,58 Сунчеве масе. Бели патуљци са безначајним магнетним пољима имаће тенденцију да имају бесконачне нивое ландауа и показују уобичајену границу Цхандрасекхар масе. Ово разматрање нових ограничења масе и изнад ограничења Цхандрасекхар-а могло би објаснити појаве пресветлих експлозија белог патуљка и могло би нас навести да редефинишемо стандардну свећу СНИа!


ЕИУ Астро

Пре сто година, јуче, 19. октобра 1910, рођен је Субрахманиан Цхандрасекхар.

Вероватно највећи астрофизичар двадесетог века, његово име се налази у свакој астрономској књизи. Од горње границе масе белог патуљка, границе Цхандрасекхар & # 8217с, до орбитирајућег рентгенског телескопа Цхандра, оставио је траг на самим концептима и речнику који физичари и астрономи данас користе.

Цхандрасекхар је био нећак сер Цхандрасекхаре Венката Раман, који је 1930. године добио Нобелову награду за физику. Цхандрасекхар се школовао на Универзитету у Мадрасу и на Тринити Цоллеге у Цамбридгеу. Од 1933. до 1936. био је на положају у Тројици.

Почетком 1930-их научници су закључили да, након претварања целог свог водоника у хелијум, звезде губе енергију и скупљају се под утицајем сопствене гравитације. Те звезде, познате као беле патуљасте звезде, контрахују се на приближно величини Земље, а електрони и језгра њихових саставних атома су компримовани у стање изузетно високе густине. Користећи нову теорију квантне механике, Цхандрасекхар је утврдио оно што је познато као Цхандрасекхар граница - да звезда која има масу већу од 1,44 пута већу од масе Сунца не формира белог патуљка, већ наставља да се руши. Касније је откривено да масивнија језгра звезда колапсом отпухују њен омотач у експлозији супернове типа ИИ, остављајући неутронску звезду. Још масивнија звезда наставља да се руши остављајући црну рупу. Супернова типа Иа користи исти механизам на другачији начин.Ако бинарни звездани систем има белог патуљка који краде материју од свог пратиоца и премаши ограничење Цхандрасекхар-а, бели патуљак ће се срушити и детонирати. За овај допринос му је додељена Нобелова награда за физику 1983. године

Цхандра добија Нобелову награду (1983)

Ови прорачуни су допринели евентуалном разумевању супернова, неутронских звезда и црних рупа и стварању елемената у периодном систему.


Субрахманиан Цхандрасекхар

Наши уредници ће прегледати оно што сте послали и утврдити да ли треба ревидирати чланак.

Субрахманиан Цхандрасекхар, (рођен 19. октобра 1910, Лахоре, Индија [сада у Пакистану] - умро 21. августа 1995, Чикаго, Илиноис, САД), амерички астрофизичар, рођен у Индији, који је са Виллиамом А. Фовлером 1983. године добио Нобелову награду за физику за кључна открића која су довела до тренутно прихваћене теорије о каснијим еволуционим фазама масивних звезда.

Цхандрасекхар је био нећак сер Цхандрасекхаре Венката Раман, који је 1930. године добио Нобелову награду за физику. Цхандрасекхар се школовао на Председничком колеџу на Универзитету у Мадрасу и на Тринити Цоллеге у Цамбридгеу. Од 1933. до 1936. био је на положају у Тројици.

Почетком 1930-их научници су закључили да, након претварања целог свог водоника у хелијум, звезде губе енергију и скупљају се под утицајем сопствене гравитације. Ове звезде, познате као беле патуљасте звезде, контрахују се на приближно величини Земље, а електрони и језгра њихових саставних атома су компримовани у стање изузетно велике густине. Цхандрасекхар је утврдио оно што је познато као Цхандрасекхар граница - да звезда која има масу већу од 1,44 пута већу од масе Сунца не формира белог патуљка, већ уместо тога наставља да се руши, отпухује свој гасовити омотач у експлозији супернове и постаје неутрон Звезда. Још масивнија звезда наставља да се руши и постаје црна рупа. Ови прорачуни су допринели евентуалном разумевању супернова, неутронских звезда и црних рупа. Цхандрасекхар је дошао на идеју за ограничење свог путовања у Енглеску 1930. Међутим, његове идеје су наишле на снажно противљење, посебно енглеског астронома Артхура Еддингтона, и требале су године да буду општеприхваћене.

Цхандрасекхар се придружио особљу Универзитета у Чикагу, од асистента професора астрофизике (1938) до Мортона Д. Хулл-а, угледног професора астрофизике (1952), и постао амерички држављанин 1953. Радио је важан посао на преносу енергије зрачењем у звезданим атмосферама и конвекција на површини Сунца. Такође је покушао да развије математичку теорију црних рупа, описујући свој рад у Математичка теорија црних рупа (1983).

Цхандрасекхар је одликован Златном медаљом Краљевског астрономског друштва 1953. године, Краљевском медаљом Краљевског друштва 1962. године и Цоплеи-овом медаљом Краљевског друштва 1984. године. Остале његове књиге су: Увод у проучавање звездане структуре (1939), Принципи звездане динамике (1942), Радијативни пренос (1950), Хидродинамичка и хидромагнетна стабилност (1961), Истина и лепота: естетика и мотивација у науци (1987) и Невтон’с Принципиа фор тхе Цоммон Реадер (1995).

Уредници Енциклопедије Британница Овај чланак је недавно ревидирала и ажурирала Ами Тикканен, менаџер корекција.


Звездана црна рупа & # 8211 врста црне рупе настале гравитационим колапсом звезде

Црна рупа је подручје у свемиру где је сила привлачења толико јака да светлост не може да побегне. Звездана црна рупа (или црна рупа звездане масе) је врста црне рупе настале гравитационим колапсом звезде. Звездине црне рупе, са масом мањом од око 100 пута веће од Сунчеве, чине једну од могућих еволуционих крајњих тачака звезда велике масе. Они имају масе у распону од око 5 до неколико десетина соларних маса. Једном када је језгро звезде потпуно сагорело до гвожђа, производња енергије се зауставља и језгро се брзо урушава што резултира експлозијом супернове. Процес се посматра као експлозија хипернове или као експлозија гама зрака. Ако је језгро веће од око 2-3 соларне масе, притисак неутрона није у стању да заустави колапс и формира се звездана црна рупа. Ове црне рупе називају се и колапсарима.

Да би један могао да се направи, звезда од пет до неколико десетина масе нашег Сунца мора експлодирати у супернову. Ове црне рупе су генерално моделиране као Керрове црне рупе, јер се очекује да ће оригинална ротација масивне звезде бити сачувана током колапса и да црне рупе садрже мало електричног наелектрисања. Супермасивне црне рупе постоје у средишту већине галаксија, укључујући нашу Галаксију Млечни пут. Они су запањујуће тешки, масе се крећу од милиона до милијарди сунчаних маса.

Процес се доживљава као експлозија хипернове или као експлозија гама зрака. Ове црне рупе називају се и колапсарима. Будући да зрачење не може избећи екстремно гравитационо привлачење црне рупе када пређе хоризонт догађаја, врло је тешко открити је изоловано.

Према теореми без длаке, црна рупа може имати само три основна својства: масу, електрични набој и угаони момент (спин). Верује се да се све црне рупе створене у природи врте. Окретање звездане црне рупе настало је због очувања угаоног момента звезде или предмета који су је произвели. Звездане црне рупе се зато најлакше могу наћи у рендгенским бинарним системима, где се гас из пратеће звезде увлачи у црну рупу.

Гравитациони колапс звезде је природни процес који може створити црну рупу. Неизбежно је на крају живота велике звезде када се исцрпе сви звездани извори енергије. Ако је маса колапсирајућег дела звезде испод границе Толман – Оппенхеимер – Волкофф (ТОВ) за неутронски дегенерирану материју, крајњи производ је компактна звезда - или бели патуљак (за масе испод границе Цхандрасекхар-а) или неутронска звезда или (хипотетичка) звезда кварк.

Астрономи такође могу измерити масу црне рупе (обично између 3 и 20 Сунчевих маса за звездану црну рупу) посматрајући њен гравитациони ефекат на пратећу звезду. Максимална маса коју може да поседује неутронска звезда (а да не постане црна рупа) није у потпуности схваћена. 1939. године процењено је на 0,7 соларних маса, што се назива граница ТОВ. 1996. године другачија процена ставља ову горњу масу у распон од 1,5 до 3 соларне масе.


Погледајте видео: Collapse: The Rage - Часть 2Финал (Децембар 2022).