Čandrasekhāra robeža — baltā pundurzvaigznes maksimālā masa (~1,4 Saules masas)

Čandrasekhāra robeža — baltā pundurzvaigznes maksimālā masa (~1,4 Saules masas): noslēpums par zvaigžņu stabilitāti, sabrukumu neitronu zvaigznē vai melnajā caurumā.

Čandrasekhāra robeža ir stabilas baltā pundurzvaigznes maksimālā masa. To pirmoreiz kvantitatīvi aprēķināja Indijas fiziķis Subrahmanyan Chandrasekhar, balstoties uz iepriekšējo pētnieku idejām; viņa svarīgākie raksti par šo tēmu tika publicēti no 1931. līdz 1935. gadam. Praktiski lietošanā Čandrasekhāra robeža ir aptuveni 1,4 reizes lielāka par Saules masu, bieži minēta arī kā ≈1,44 M☉ (precītais skaitlis nedaudz atkarīgs no zvaigznes sastāva).

Fizikālais pamatojums

Čandrasekhāra robeža rodas no kvantu mehānikas un relatīvistiskās fizikas mijiedarbības. Balto rūķu iekšpusē zvaigznes pretspiedienu nodrošina elektronu degenerācijas spiediens, kas izriet no Pauļa aizlieguma principa un Fermi–Diraka statistikām. Ja elektroni kļūst ļoti ātri (relatīvistiski), spiediena augšana ar blīvumu vairs nav pietiekami strauja, lai pretotos zvaigznes gravitācijas sabrukumam. Tas noved pie maksimālās masas, kuru var atbalstīt tikai ar elektron-degenerācijas spiedienu.

Numeriski robežas vērtība atkarīga no vidējās molekulmasas uz elektronu (μ_e) — tipiska C/O (oglekļa-skābekļa) balta rūķa gadījumā μ_e≈2, kas dod aptuveni 1,44 M☉. To var izteikt arī formā: M_Ch ≈ 1,44·(2/μ_e)^2 M☉. Bez relativistiskā efekta nebūtu šādas maksimālās robežas — neierobežotu masu situācijā degenerācijas spiediens varētu vienkārši pieaugt bez kritiska sliekšņa.

Astrofizikālās sekas

• Ja baltais rūķis pārsniedz Čandrasekhāra robežu (piemēram, piesaistot materiālu no blakus esošā pavadītāja vai apvienojoties ar citu balto rūķi), elektron-degenerācijas spiediens vairs nevar nodrošināt stabilitāti. Rezultātā var notikt vai nu gravitācijas kolaps uz neitronu zvaigzni vai, pie lielākām masām/kompaktiem apstākļiem, krišana līdz melnajam caurumam.
• Tomēr daudzi balti rūķi eksplodē pirms tie faktiski sabrūk — izraisot termonukleāru sprādzienu (tipa Ia supernovu), ja kodolā iedegas oglekļa un skābekļa termonukleāras reakcijas. Tieši šī saistība starp Čandrasekhāra masu un Ia supernovu eksplozijām padara šo limitu īpaši svarīgu kosmoloģijā, jo Ia supernovas tiek izmantotas kā standartizējamie “spuldzes” attālumu mērīšanai.
• Reālās zvaigžņu sistēmās robeža var tikt mainīta ar rotācijas, magnētiskā lauka vai termiskās stāvokļa palīdzību — ātra rotācija vai spēcīgs magnētiskais lauks var nedaudz palielināt maksimālo stabilo masu, savukārt savienojumi (mergeri) var radīt virsrobežu situācijas, kas izraisa nestandarta rezultātus (piemēram, pār– vai zem–Čandrasekhāra Ia sprādzienus).

Vēsturiskais konteksts un nozīme

Aprēķini, ko veica Chandrasekhar, sākotnēji izraisīja diskusijas astronomu kopienā (pazīstams ir arī Ernestam Eddingtonam veltītais opozīcijas moments), taču vēlāk tie kļuva par pamatprincipu zvaigžņu evolūcijas izpratnē. Čandrasekhāra robeža palīdz izskaidrot, kāpēc zvaigznes ar atšķirīgām sākotnējām masām beidzas kā balti rūķi, neitronu zvaigznes vai melnie caurumi, un kā rodas dažādas supernovu kategorijas.

Jautājumi un atbildes

J: Kāda ir Čandrasekhāra robeža?

J: Kas strādāja pie Čandrasekhāra robežas aprēķināšanas?

J: Kad Čandrasekhars publicēja vairākus darbus par Čandrasekhara robežu?

J: Kāda ir Čandrasekhāra robežas vērtība?

Jautājums: Kāpēc baltie rūķīši ar masām, kas pārsniedz robežu, gravitācijas dēļ sabrūk?

J: Kas notiktu ar baltajiem rūķīšiem, kuru masas ir zem robežas?

J: Kas parasti notiek ar baltajiem rūķīšiem, pirms tie sabrūk?

Meklēt pēc burta