Chandrasekhari piir — valgete kääbaste maksimaalne mass (~1,4 Päikese massi)

Chandrasekhari piir on stabiilse valge kääbustähe maksimaalne mass. Selle arvutamise kallal töötas teiste tööde põhjal India füüsik Subrahmanyan Chandrasekhar. Ta avaldas aastatel 1931–1935 rea artikleid ja tema töö osutus tähtsaks kaasaegse tähefüüsika aluseks. Chandrasekhari piir on tavaliselt toodud ligikaudu 1,4 korda suurem kui Päikese mass (sageli ümardatult 1,4 M☉; täpne väärtus sõltub tähe koostisest).

Mis see piir tähistab?

Chandrasekhari piir kirjeldab massi, mille juures ei suuda enam elektronide degeneratsioonirõhk tähe tuumas tasakaalustada tähe enda gravitatsioonilist tõmmet. Elektronide degeneratsioonirõhk tekib Pauli tõrjepõhimõttest: elektronid ei saa sama kvantseisundi jagada, mistõttu tihedas ainepakendis avaldub jõud, mis takistab tähe edasist kokkutõmbumist. Kui tähe mass suureneb nii, et elektronid muutuvad relatiivistlikuks, muutub nende rõhu kasv massi suurenemisel ebaefektiivseks ning tekib üleastumine stabiilsuse piirist.

Tagajärjed ja tähtsus

Valged kääbused, mille mass jääb alla Chandrasekhari piiri, jäävad stabiilseks valgeks kääbuseks. Need, mille mass ületab selle piiri, ei saa enam elektronide degeneratsioonirõhuga vastu seista ja langevad gravitatsiooniliselt kokku. Selline kokkukukkumine võib viia mitme tulemuse juurde:

• kui tingimused on õnnestunud, võib valge kääbus enne sügavat kollapsi süttida tuumasüsiniku või -hapniku õhkimisel ning plahvatada kui Type Ia supernoova (eriti süsinik-oksiid-kääbused, mis akreteeruvad kaaslaselt);
• mõnel juhul (nt raskemate koosseisude korral nagu O–Ne–Mg kääbused või kui plahvatus ei juhtu) võib toimuda kiire kokkukuivamine, mille tulemuseks on neutrontäht;;
• kui mass kokkukukkunud jäägil on väga suur, võib lõpuks tekkida must auk (kui peale täiendavaid relatiivistlikke ja tuumfüüsikalisi efekte jääb järele liigne mass).

Kasutus ja sõltuvused

Chandrasekhari piir on eriti oluline Type Ia supernoovade teoorias: neid sündmusi kasutatakse standardküünlatena kosmoloogias, ning nende tekkemehhanism on tihedalt seotud sellega, kas valge kääbus saavutab Chandrasekhari piiri. Piiri täpne väärtus sõltub ka tähe koostisest ja elektronide arvu kohta langevast keskmisest molekulaarsest massist per elektron (μ_e). Näiteks süsinik-oksiid kääbuste puhul μ_e ≈ 2, mille korral M_ch ≈ 1,4 M☉.

Mõned täiendavad mõjud

• Pöörlemine ja tugevad magnetväljad võivad Chandrasekhari piiri mõnevõrra tõsta (st keerulisem stabiilsuse piir), kuid need efektid on tavaliselt tagasihoidlikud võrreldes põhiprotsessiga.
• Chandrasekhari lähenemine tugineb kvantmehaanika ja erirelatiivsuse kombinatsioonile; hilisemad uuringud ja arvutused on selle täpsustanud, kuid põhimõte on püsinud.
• Subrahmanyan Chandrasekhari tulemused olid algusaegadel vastuolulised (näiteks vaidlus Arthur Eddingtoniga), kuid tänapäeval on tema töö astunud tähtsa klassikasse — Chandrasekhar pälvis 1983. aastal Nobeli preemia oma töö eest tähe struktuuri ja evolutsiooni alal.

Kokkuvõtlikult: Chandrasekhari piir ~1,4 M☉ on fundamentaalne piir valgete kääbuste stabiilsusele — sellest ületamise korral muutuvad tähe lõppsaatus ja võimalikud sündmused (Type Ia plahvatus, neutrontähe teke või must auk) oluliselt.

Küsimused ja vastused

K: Mis on Chandrasekhari piir?

K: Kes töötas Chandrasekhari piiri arvutamisega?

K: Millal avaldas Chandrasekhar Chandrasekhari piiri kohta mitmeid artikleid?

K: Mis on Chandrasekhari piiri väärtus?

Küsimus: Miks peaksid valged kääbused, mille mass ületab piiri, gravitatsiooniliselt kokku varisema?

K: Mis juhtuks valgete kääbustega, mille mass jääb alla piiri?

K: Mis juhtub tavaliselt valgete kääbustega enne nende kollapsit?

Otsing