Vad är Chandrasekhar-gränsen?
Chandrasekhar-gränsen är ett viktigt värde i astrofysik. Det är massgränsen vid vilken en icke-roterande astralkropp inte längre kan stöds av elektronskalens tryck i dess atomer, och gravitationskollaps inträffar. Chandrasekhar-gränsen är cirka 1,4 solmassor, eller 2,85x10 30 kg. Användning av Chandrasekhar-gränsen är grundläggande för att analysera stjärnornas utveckling och undergång.
Chandrasekhar-gränsen spelas in när kärnbränslet i en stjärna blir upptaget. Under stjärnans normala livslängd motverkar det utåt tryck från kärnreaktioner den tvingande kraftens sammandragande kraft. Så småningom använder den allt vätebränsle och avgår från huvudsekvensen. Det är allt neråt därifrån. Stjärnan smälter tyngre och tyngre kärnor tills den saknar temperaturen och densiteten i sin kärna för att smälta något mer, eller så blir kärnan till järn, som är den tyngsta fusionsprodukten som inte själv kan smälta för att producera mer energi.
Under de turbulenta sista miljontals åren av sitt liv utkastar många stjärnor större delen av sin massa i form av solvind och lämnar en mycket mindre kärna. Om kärnan har mindre massa än Chandrasekhar-gränsen, kommer den att bilda en vit dvärg, en kropp på jordens storlek men med en massa som liknar solen. Om den har mer massa än Chandrasekhar-gränsen, kommer den att kollapsa för att bilda en neutronstjärna eller svart hål, en process med potential att initiera en supernova.
En neutronstjärna är en sammansättning av materia med så stor täthet att den mestadels bara består av neutroner som skjuts direkt samman. De negativt laddade elektronerna och de positivt laddade protonerna kombineras för att bilda neutrala neutroner, och det bildar hela saken i stjärnan. En neutronstjärna väger mer än vår sol men den är bara storleken på en stad med en diameter på cirka 20 km.
De tyngsta stjärnorna kollapsar för att bilda svarta hål, punkter med nollvolym och oändlig densitet. Dessa föremål är älskade av både science fiction-fans och teoretiska fysiker.