Чандрасекарова граница

Чандрасекарова граница или Чандрасекаров лимит је константа у астрофизици и уобичајено износи 1,4 масе Сунца. Вредност ове константе варира зависно од узетих апроксимација, а вредност коју је рачунао Чандрасекар износи:

${\frac {\omega _{3}^{0}{\sqrt {3\pi }}}{2}}\left({\frac {\hbar c}{G}}\right)^{3/2}{\frac {1}{(\mu _{e}m_{H})^{2}}}.$

где је μ_e просечна молекуларна тежина електрона, $m_{H}$ маса атома водоника, $\pi$ број Пи, $\omega _{3}^{0}\approx 2,018236$ константа повезана са решењем Лејн-Емден једначине, $\hbar$ Планкова константа, c брзина светлости, G или γ гравитациона константа.

Чандрасекаров лимит изузетно је битан у еволуцији једне звезде. Наиме, уколико је маса звезданог језгра мања од Чандарсекаровог лимита у тренутку када звезда потроши све нуклеарно гориво, односно онда када нема више водоника у језгру, а нема довољно енергије да започне фузију из хелијума, тада звезда почиње да колапсира под утицајем гравитационе силе. На крају настаје бели патуљак. Уколико је маса језгра већа од Чандарсекаровог лимита, а мања од 3 масе Сунца, првобитно настаје црвени џин, а када почне гравитациони колапс настају нова или супернова. Гравитационом колапсу језгра маса већих од три масе Сунца претходи експлозија супернове. На крају еволуције, звезде средњих маса постају неутронске звезде, при већим масама, настаје црна рупа.

Види још

• Звезда

Додатна литература

• On Stars, Their Evolution and Their Stability Архивирано на сајту Wayback Machine (15. децембар 2010), Nobel Prize lecture, Subrahmanyan Chandrasekhar, December 8, 1983.
• White dwarf stars and the Chandrasekhar limit, Masters' thesis, Dave Gentile, DePaul University, 1995.
• Estimating Stellar Parameters from Energy Equipartition, sciencebits.com. Discusses how to find mass-radius relations and mass limits for white dwarfs using simple energy arguments.