В звездной астрофизике , то предел Шёнберг-Чандрасекхар максимальной масса неплавления, изотермическое ядра , которое может поддерживать ограждающую оболочку. Он выражается как отношение массы сердечника к общей массе сердечника и оболочки. Оценки предела зависят от используемых моделей и предполагаемого химического состава активной зоны и оболочки; приводятся типичные значения от 0,10 до 0,15 (от 10% до 15% от общей звездной массы). [1] [2] Это максимум, до которого может вырасти заполненное гелием ядро, и если этот предел превышен, что может случиться только в массивных звездах, ядро схлопывается, высвобождая энергию, которая заставляет внешние слои звезды сжиматься. расширяться, чтобы стать красным гигантом. Он назван в честьастрофизики Субраманян Чандрасекар и Марио Шёнберг , которые оценили его ценность в статье 1942 года. [3] По их оценкам, это было
Предел Шенберга-Чандрасекара вступает в игру, когда синтез в звезде главной последовательности истощает водород в центре звезды. Затем звезда сжимается, пока водород не сливается в оболочку, окружающую богатое гелием ядро, оба из которых окружены оболочкой, состоящей в основном из водорода. Ядро увеличивается в массе по мере того, как оболочка прожигает звезду наружу. Если масса звезды меньше примерно 1,5 массы Солнца , ядро станет вырожденным до того, как будет достигнут предел Шенберга-Чандрасекара, и, с другой стороны, если масса больше примерно 6 масс Солнца , звезда покинет главную последовательность с массой ядра, уже превышающей предел Шенберга – Чандрасекара, поэтому его ядро никогда не бывает изотермическим до синтеза гелия. В оставшемся случае, когда масса составляет от 1,5 до 6 масс Солнца, ядро будет расти до тех пор, пока не будет достигнут предел, после чего оно будет быстро сжиматься, пока гелий не начнет плавиться в ядре. [1] [4]
Рекомендации
- ^ a b Предел Шенберга-Чандрасекара: политропное приближение, Мартин Бич, Astrophysics and Space Science 147 , # 2 (август 1988 г.), стр. 219-227. DOI 10.1007 / BF00645666 .
- ^ Предел Шенберга-Чандрасекара , Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов , Дэвид Дарлинг. Доступ онлайн 27 апреля 2007 г.
- ↑ Об эволюции звезд главной последовательности , М. Шёнберг и С. Чандрасекар, Astrophysical Journal 96 , № 2 (сентябрь 1942 г.), стр. 161–172.
- ^ эволюция звезд большой массы. Архивировано 13 октября2007 г. на Wayback Machine , конспекты лекций, Vik Dhillon, Physics 213, University of Sheffield. Доступ онлайн 27 апреля 2007 г.