Hvad er Chandrasekhar-grænsen?
Chandrasekhar-grænsen er en vigtig værdi i astrofysik. Det er massegrænsen, hvorpå et ikke-beskyttende astralt legeme ikke længere kan understøttes af trykket fra elektronskallerne i dets atomer, og gravitations-sammenbrud forekommer. Chandrasekhar-grænsen er cirka 1,4 solmasser, eller 2,85x10 30 kg. Brug af Chandrasekhar-grænsen er grundlæggende i analysen af stjernernes udvikling og undergang.
Chandrasekhar-grænsen kommer i spil, når det nukleare brændstof i en stjerne bliver brugt op. Gennem stjernens normale levetid modvirker det udadgående pres fra nukleare reaktioner den sammentrækkende tyngdekraft. Til sidst bruger det alt sit brintbrændstof og afgår fra hovedsekvensen. Det er alt ned ad bakke derfra. Stjernen smelter sammen med tyngre og tungere kerner, indtil den mangler temperaturen og densiteten i sin kerne for at smelte noget mere, eller kernen bliver til jern, som er det tyngste fusionsprodukt, der ikke i sig selv kan smeltes sammen til at producere mere energi.
Gennem de turbulente sidste millioner af år af sit liv udsætter mange stjerner det meste af deres masse i form af solvind, hvilket efterlader en meget mindre kerne. Hvis kernen har mindre masse end Chandrasekhar-grænsen, vil den danne en hvid dværg, et legeme på jordens størrelse, men med en masse, der ligner solen. Hvis den har mere masse end Chandrasekhar-grænsen, vil den kollapse og danne en neutronstjerne eller sort hul, en proces med potentiale til at indlede en supernova.
En neutronstjerne er en samling af stof med så stor densitet, at den for det meste kun består af neutroner, der skubbes direkte sammen. De negativt ladede elektroner og de positivt ladede protoner kombineres og danner neutrale neutroner, og det danner sagen i stjerne. En neutronstjerne vejer mere end vores sol, men den er kun på størrelse med en by med en diameter på cirka 20 km.
De tyngste stjerner kollapser for at danne sorte huller, punkter med nulvolumen og uendelig tæthed. Disse genstande er elsket af science fiction fans og teoretiske fysikere.