Предел Шенберга – Чандрасекара - Schönberg–Chandrasekhar limit

В звездный астрофизика, то Предел Шенберга – Чандрасекара - максимальная масса неплавкого заряда, изотермический ядро, которое может поддерживать закрывающую 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 расширяться и превращаться в красного гиганта. . Он назван в честь астрофизики Субраманян Чандрасекар и Марио Шёнберг, который оценил его ценность в статье 1942 года.^[3] Они оценили это как ${displaystyle operatorname {left({frac {operatorname {M} _{ic}}{M}}ight)} _{SC}=0.37left({frac {operatorname {mu } _{e}}{operatorname {mu } _{ic}}}ight)^{2}}$

Предел Шенберга – Чандрасекара вступает в силу, когда слияние в звезда главной последовательности истощает водород в центре звезды. Затем звезда сжимается, пока водород не соединится в оболочке, окружающей 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 солнечные массы, ядро ​​станет вырожденным до того, как будет достигнут предел Шенберга – Чандрасекара, и, с другой стороны, если масса будет больше, чем приблизительно 6 солнечные массы, звезда покидает главную последовательность с массой ядра, уже превышающей предел Шенберга – Чандрасекара, поэтому ее 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]

использованная литература

1. Предел Шенберга-Чандрасекара: политропное приближение, Мартин Бич, Астрофизика и космическая наука 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. Чандрасекар, Астрофизический журнал 96, № 2 (сентябрь 1942 г.), стр. 161–172.
4. эволюция звезд большой массы В архиве 2007-10-13 на Wayback Machine, конспекты лекций, Вик Диллон, Physics 213, University of Sheffield. Доступ онлайн 27 апреля 2007 г.