Предел Шенберга – Чандрасекара

В звездной астрофизике предел Шенберга -Чандрасекара — это максимальная масса несливающегося изотермического ядра, которое может поддерживать окружающую оболочку. Она выражается как отношение массы ядра к общей массе ядра и оболочки. Оценки предела зависят от используемых моделей и предполагаемого химического состава ядра и оболочки; типичные значения приводятся от 0,10 до 0,15 (от 10 до 15% от общей массы звезды). ^{[ 1 ]}^{[ 2 ]} Это максимум, до которого может вырасти заполненное гелием ядро, и если этот предел превышен, что может произойти только с массивными звездами, ядро коллапсирует, высвобождая энергию, которая заставляет внешние слои звезды расширяться, превращаясь в красного гиганта. . Он назван в честь астрофизиков Субраманьяна Чандрасекара и Марио Шенберга , которые оценили его ценность в статье 1942 года. ^{[ 3 ]} По их оценкам, это $\operatorname {\left({\frac {\operatorname {M} _{c}}{M}}\right)} _{SC}=0.37\left({\frac {\operatorname {\mu } _{e}}{\operatorname {\mu } _{c}}}\right)^{2}$

где $\operatorname {M}$ это масса, $\operatorname {\mu }$ — средняя молекулярная масса, индекс c обозначает ядро, а индекс e — оболочку.

Предел Шёнберга-Чандрасекара вступает в силу, когда в результате термоядерного синтеза в звезде главной последовательности исчерпывается водород в центре звезды. Затем звезда сжимается до тех пор, пока водород не расплавится в оболочке, окружающей богатое гелием ядро, оба из которых окружены оболочкой, состоящей в основном из водорода. Масса ядра увеличивается по мере того, как оболочка прожигает звезду наружу. Если масса звезды меньше примерно 1,5 солнечных масс , ядро выродится до того, как будет достигнут предел Шёнберга-Чандрасекара, и, с другой стороны, если масса больше примерно 6 масс Солнца , звезда покидает 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 ]}

Ссылки

^ Jump up to: ^а ^б Предел Шёнберга – Чандрасекара: политропное приближение, Мартин Бич, Astrophysical 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. Шенберг и С. Чандрасекхар, Astrophysical Journal 96 , № 2 (сентябрь 1942 г.), стр. 161–172.
^ эволюция звезд большой массы. Архивировано 13 октября 2007 г. в Wayback Machine , конспекты лекций, Вик Диллон, Физика 213, Университет Шеффилда. Доступ онлайн 27 апреля 2007 г.

[poly-1] Jump up to: ^а ^б Предел Шёнберга – Чандрасекара: политропное приближение, Мартин Бич, Astrophysical and Space Science 147 , № 2 (август 1988 г.), стр. 219–227. DOI 10.1007/BF00645666 .

[2] Предел Шенберга-Чандрасекара , Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов , Дэвид Дарлинг. Доступ онлайн 27 апреля 2007 г.

[3] Об эволюции звезд главной последовательности , М. Шенберг и С. Чандрасекхар, Astrophysical Journal 96 , № 2 (сентябрь 1942 г.), стр. 161–172.

[notes-4] эволюция звезд большой массы. Архивировано 13 октября 2007 г. в Wayback Machine , конспекты лекций, Вик Диллон, Физика 213, Университет Шеффилда. Доступ онлайн 27 апреля 2007 г.

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]