גבול צ'נדראסקאר – הבדלי גרסאות

תוכן שנמחק תוכן שנוסף
OKBot (שיחה | תרומות)
מ בוט מוסיף: ar:حد شاندراسيخار
רובי ג (שיחה | תרומות)
אין תקציר עריכה
שורה 1:
'''גבול צ'נדראסקאר''' הוא [[קבוע פיזיקלי]] המגדיר את ה[[מסה]] הסופית המקסימלית שיכולה להיות ל[[כוכב]] שעתיד להפוך ל[[ננס לבן]]. כוכב שמסתו הסופית גדולה יותר, יעבור [[קריסה כבידתית]] מעבר לשלב הננס הלבן, ויהפוך ל[[כוכב נויטרונים]] או אף ל[[חור שחור]] (ראה בעניין זה [[גבול אופנהיימר-וולקוף]]). ערכו של גבול צ'נדראסקאר הוא בקירוב פי 1.44 ממסת [[השמש]], ולפיכך השמש עתידה לסיים את חייה כננס לבן.
 
הגבול נקרא על שם ה[[פיזיקאי]] ה[[הודו|הודי]] [[סוברהמניאן צ'נדראסקאר]], שהיה הראשון שחישב את ערכו.
 
החום המיוצר על ידי ליבת הכוכב דוחף את המעטפת שלו החוצה ומונע ממנה ליפול על הליבה. לאחר שנגמר ה"דלק הגרעיני" של הכוכב, המעטפת קורסת בכוח הכבידה לעבר ליבת הכוכב. אם מסת הכוכב בשלב זה נמוכה מגבול צ'נדראסקאר, הקריסה מוגבלת על ידי עוצמת הדחייה בין ה[[אלקטרון|אלקטרונים]] המנוונים שבו, מה שמביא ליצירת ננס לבן יציב. אם המסה היא מעל לגבול זה, ימשיך הכוכב ויקרוס מעבר לשלב [[ננס לבן|הננס הלבן]] ויהפוך, כאמור, ל[[כוכב נייטרונים]] או ל[[חור שחור]]. במילים אחרות, מסה גבולית זו היא המסה הגדולה ביותר שיכולה להיתמך ע"י לחץ אלקטרונים מנוונים.
 
גבול צ'נדראסקאר נובע מכך שלוקחים בחשבון את ההשפעה של [[תורת הקוונטים]] על התנהגות האלקטרונים, היוצרים, כתוצאה מ[[עקרון האיסור של פאולי]], לחץ ניוון, אשר תומך מבפנים בננס הלבן. על פי הקירוב הקלאסי, תוך התעלמות מהשפעות תורת הקוונטים, ננס לבן יכול להיות בכל מסה שהיא, כשיש יחס '''הפוך''' בין נפחו למסתו. בחישוב הקוונטי, כאשר הננס הלבן הינו מסיבי דיו, האנרגיות הטיפוסיות שאליהן דוחס לחץ הדעיכה את האלקטרונים אינן זניחות בהשוואה למסת המנוחה, כך שישנו גבול למסה של גופים כדוריים סימטריים בעלי כוח משיכה עצמי, היכולים להיתמך על ידי לחץ הניוון. גבול זה הוא גבול צ'נדראסקאר.