Лидеры категории
Лена-пена
М.И.
Y.Nine
•••
Искусственный Интеллект
Искусственный Интеллект
Искусственный Интеллект
Чем предел Чандрасекара отличается от предела Оппенгеймера-Волкова?
Olga Khovanskaya
(2479),
закрыт
15 лет назад
Лучший ответ
Вадим Старцев
(42898)
15 лет назад
Предел Чандрасекара- это верхний предел массы белого карлика, дальше уже идут нейтронные звёзды, а предел Оппенгеймера-Волкова- это верхний предел массы нейтронной звезды, дальше уже идут "чёрные дыры".
Братья РаскольниковыОракул (54945)
15 лет назад
А общее у двух этих пределов то, что прямое получение исходных данных ни для того, ни для другого невозможно, и оба они относятся к области чистых математических спекуляций (в лучшем случае) или заведомо пристрастных толкований скудных косвенных данных - во имя вящей славы астрофизики вкупе с космологией.
Лариса Крушельницкая
Гений
(53958)
Вообще говоря, это неправда. Белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры можно дистанционно отличить друг от друга (например, по спектру собственного излучения). Поэтому наличие или отсутствие указанных пределов можно выяснить простым измерением диапазона масс этих объектов. Если существует более-менее чёткое разграничение между ними по массе, значит и существуют указанные пределы.
Остальные ответы
Лариса Крушельницкая
(53958)
15 лет назад
Эти два предела разделяют три основных (по нынешним представлениям) конечных пункта эволюции звёзд.
В процессе эволюции звезды её состояние определяется равновесием между силами гравитационного сжатия и силами внутреннего давления, которые препятствуют сжатию.
На ранних стадиях эволюции сила внутреннего давления в основном представляет собой давление излучения, которое образуется в глубинах звезды в процессе термоядерных реакций.
По мере выгорания термоядерного топлива давление излучения падает и двезда сжимается. Сжатие идёт до тех пор, пока преобладающую роль во внутреннем давлении не начинает играть давление электронного газа. Грубо говоря, гравитация стремится вдавить электроны в ядра, а силы электрического отталкивания препятствуют этому.
Так вот, если масса звезды меньше некоторого предела (который называется пределом Чандрасекара и равен примерно 1.4 массы солнца) , то гравитации не удаётся преодолеть давление электронного газа, и звезда остаётся навеки белым карликом. Если же масса звезды больше, то электроны вдавливаются в ядра и звезда превращается в нейтронную звезду. Говоря метафорически, здесь имеет место обратный распад протона: электроны под действие гравитации сливаются с протонами, образуя нейтроны, и вся звезда превращается в одно гигантское атомное ядро, состоящее из нейтронов.
Но и это ещё не всё. Если масса здезды больше некоторого предела (который называется пределом Оппенгеймера–Волкова и равен примерно 2.5–3 массы солнца) , то сжатие продолжается, и звезда первращается в некий бесструктурный объект, скорость убегания для которого равна скорости света, а время на горизонте останавливается.
Эти два предела разделяют три основных (по нынешним представлениям) конечных пункта эволюции звёзд.
В процессе эволюции звезды её состояние определяется равновесием между силами гравитационного сжатия и силами внутреннего давления, которые препятствуют сжатию.
На ранних стадиях эволюции сила внутреннего давления в основном представляет собой давление излучения, которое образуется в глубинах звезды в процессе термоядерных реакций.
По мере выгорания термоядерного топлива давление излучения падает и двезда сжимается. Сжатие идёт до тех пор, пока преобладающую роль во внутреннем давлении не начинает играть давление электронного газа. Грубо говоря, гравитация стремится вдавить электроны в ядра, а силы электрического отталкивания препятствуют этому.
Так вот, если масса звезды меньше некоторого предела (который называется пределом Чандрасекара и равен примерно 1.4 массы солнца) , то гравитации не удаётся преодолеть давление электронного газа, и звезда остаётся навеки белым карликом. Если же масса звезды больше, то электроны вдавливаются в ядра и звезда превращается в нейтронную звезду. Говоря метафорически, здесь имеет место обратный распад протона: электроны под действие гравитации сливаются с протонами, образуя нейтроны, и вся звезда превращается в одно гигантское атомное ядро, состоящее из нейтронов.
Но и это ещё не всё. Если масса здезды больше некоторого предела (который называется пределом Оппенгеймера–Волкова и равен примерно 2.5–3 массы солнца) , то сжатие продолжается, и звезда первращается в некий бесструктурный объект, скорость убегания для которого равна скорости света, а время на горизонте останавливается.
Похожие вопросы