Visa källa för Schönberg-Chandrasekhar-gränsen

I stjärn[[astrofysik]] anger '''Schönberg-Chandrasekhar-gränsen''' den maximala massan hos en icke-fusionerande, isotermisk kärna som kan stödja ett omslutande skal. Det uttrycks som förhållandet mellan kärnmassan och kärnans och skalets totala massa. Uppskattningarna av gränsen beror på de modeller som används och de förmodade kemiska sammansättningarna av kärnan och skalet. Typiska värden som ges ligger i området 0,10 till 0,15 (10 - 15 procent av den totala stjärnmassan).<ref name="poly">The Schoenberg-Chandrasekhar limit: A polytropic approximation, Martin Beech, ''Astrophysics and Space Science'' '''147''', #2 (August 1988), pp. 219-227.  DOI [https://dx.doi.org/10.1007/BF00645666 10.1007/BF00645666].</ref><ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/Schonberg-Chandrasekhar_limit.html Schönberg-Chandrasekhar limit], ''The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight'', David Darling.  Accessed on line April 27, 2007.</ref> Detta är det maximum till vilket en [[helium]]fylld kärna kan växa, och om denna gräns överskrids, vilket bara kan hända i massiva stjärnor, kollapsar kärnan och frigör energi som får stjärnans yttre lager att expandera till att bli en [[röd jätte]]. Den är uppkallad efter astrofysikerna [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] och [[Mario Schönberg]], som uppskattade dess värde i en rapport från 1942.<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1942ApJ....96..161S On the Evolution of the Main-Sequence Stars], M. Schönberg and S. Chandrasekhar, ''Astrophysical Journal'' '''96''', #2 (September 1942), pp. 161–172.</ref> De uppskattade att det var

<math> \operatorname{\left(\frac{\operatorname{M}_{ic}}{M}\right)}_{SC} = 0.37 \left(\frac{\operatorname{\mu}_{e}}{\operatorname{\mu}_{ic}}\right)^2</math>

''Schönberg-Chandrasekhar-gränsen'' spelar in när [[termonukleär]] [[kärnfusion|fusion]] i en stjärna i [[huvudserien]] förbrukar [[väte]]t i stjärnans kärna. Stjärnan drar sedan ihop sig tills väte fusionerar in i ett skal som omger en heliumrik kärna, som båda är omgivna av ett skal som främst består av väte. Kärnan ökar i massa när skalet fusioneras utåt genom stjärnan. Om stjärnans massa är mindre än ca 1,5 [[Solmassa|solmassor]] kommer kärnan att degenerera innan ''Schönberg-Chandrasekhar-gränsen'' uppnås, medan den å andra sidan, om massan är större än ca 6 solmassor, lämnar huvudserien med en kärnmassa som redan är större än ''Schönberg-Chandrasekhar-gränsen'' så dess kärna aldrig är isotermisk före heliumfusion. I det återstående fallet, där massan är mellan 1,5 och 6 solmassor, kommer kärnan att växa tills gränsen har nåtts, då den kommer att minska snabbt tills helium börjar fusioneras i kärnan.<ref name="poly" /><ref name="notes">[http://www.shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_highmass.html the evolution of high-mass stars] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20071013132723/http://shef.ac.uk/physics/people/vdhillon/teaching/phy213/phy213_highmass.html |date=2007-10-13 }}, lecture notes, Vik Dhillon, Physics 213, University of Sheffield.  Accessed on line April 27, 2007.</ref>

==Referenser==
{{enwp|url=  |artikel= Schönberg-Chandrasekhar-gränsen |datum=26 april 2021 }}

===Noter===

<references>

</references>

{{STANDARDSORTERING:Schönberg-Chandrasekhar-gränsen }}

{{Universum}}

[[Kategori:Astrofysik]]