ผลต่างระหว่างรุ่นของ "ขีดจำกัดจันทรเศขร"
เนื้อหาที่ลบ เนื้อหาที่เพิ่ม
ลไม่มีความย่อการแก้ไข |
ล เก็บกวาดทันใจด้วยสจห. |
||
บรรทัด 9:
โดยปกติแล้ว [[ดาวฤกษ์]]จะสร้างพลังงานขึ้นจาก[[ปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่น]] ทำให้ธาตุมวลเบาเปลี่ยนไปเป็นธาตุหนัก ความร้อนที่เกิดขึ้นจากปฏิกิริยานี้ช่วยต้านทานการยุบตัวเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ไว้ เมื่อเวลาผ่านไป ดาวฤกษ์จะเผาผลาญธาตุในแกนกลางของตัวเองไปจนกระทั่งอุณหภูมิในใจกลางไม่สูงพอจะดำรงปฏิกิริยาไว้อีกต่อไป ดาวฤกษ์ใน[[แถบลำดับหลัก]]ที่มีมวลน้อยกว่า 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์จะคงเหลือมวลในแกนกลางต่ำกว่าขีดจำกัดจันทรสิกขา มันจะสูญเสียมวลออกไป (เช่นใน[[เนบิวลาดาวเคราะห์]]) จนเหลือแต่แกนดาว และกลายไปเป็น[[ดาวแคระขาว]] ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่านั้นจะเหลือแกนของดาวที่มีมวลมากกว่าขีดจำกัดนี้ และจะระเบิดออกกลายเป็น[[ซูเปอร์โนวา]] ผลลัพธ์ที่ได้คือ[[ดาวนิวตรอน]]หรือ[[หลุมดำ]]<ref name="ifmr1">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1996A%26A...313..810K White dwarfs in open clusters. VIII. NGC 2516: a test for the mass-radius and initial-final mass relations], D. Koester and D. Reimers, ''Astronomy and Astrophysics'' '''313''' (1996), pp. 810–814.</ref><ref name="ifmr2">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...615L..49W An Empirical Initial-Final Mass Relation from Hot, Massive White Dwarfs in NGC 2168 (M35)], Kurtis A. Williams, M. Bolte, and Detlev Koester, ''Astrophysical Journal'' '''615''', #1 (2004), pp. L49–L52; also [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0409447 arXiv astro-ph/0409447].</ref><ref name="evo">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H How Massive Single Stars End Their Life], A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, and D. H. Hartmann, ''Astrophysical Journal'' '''591''', #1 (2003), pp. 288–300.</ref>
การคำนวณค่าขีดจำกัดขึ้นกับการใช้ค่าประมาณการ ค่าส่วนประกอบนิวเคลียร์ของมวล และอุณหภูมิ<ref name="timmes">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...457..834T The Neutron Star and Black Hole Initial Mass Function], F. X. Timmes, S. E. Woosley, and Thomas A. Weaver, ''Astrophysical Journal'' '''457''' ([[February 1]], [[1996]]), pp. 834–843.</ref> จันทรสิกขาคำนวณไว้ดังนี้<ref name="chandra1">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1931MNRAS..91..456C The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass], S. Chandrasekhar, ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''91''' (1931), 456–466.</ref><sup>, eq. (36),</sup><ref name="chandra2">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1935MNRAS..95..207C The Highly Collapsed Configurations of a Stellar Mass (second paper)], S. Chandrasekhar, ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'', '''95''' (1935), pp. 207--225.</ref><sup>, eq. (58),</sup><ref name="chandranobel">[http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1983/chandrasekhar-lecture.pdf ''On Stars, Their Evolution and Their Stability''], Nobel Prize lecture, Subrahmanyan Chandrasekhar, December 8, 1983.</ref><sup>, eq. (43) </sup>
::::::::::<math>\frac{\omega_3^0 \sqrt{3\pi}}{2}\left ( \frac{\hbar c}{G}\right ) ^{3/2}\frac{1}{(\mu_e m_H) ^2}.</math>
โดยที่ ''μ''<sub>e</sub> คือค่าเฉลี่ยน้ำหนักโมเลกุลต่ออิเล็กตรอน ''m<sub>H</sub>'' คือมวลของอะตอม[[ไฮโดรเจน]] และ ''ω''<sub>3</sub><sup>0</sup>≈2.018236 คือค่าคงที่จาก[[สมการ Lane-Emden]] ค่านี้จะมีค่าโดยประมาณเท่ากับ (2/''μ''<sub>e</sub>) <sup>2</sup> · 2.85 · 10<sup>30</sup> กก. หรือ 1.43 (2/''μ''<sub>e</sub>) <sup>2</sup> ''M''<sub>☉</sub> โดยที่ ''M''<sub>☉</sub>=1.989·10<sup>30</sup> กก. ซึ่งเป็นค่ามาตรฐานของ[[มวลดวงอาทิตย์]]<ref name="stds">[http://vizier.u-strasbg.fr/doc/catstd-3.2.htx ''Standards for Astronomical Catalogues, Version 2.0''], section 3.2.2, web page, accessed 12-I-2007.</ref> เมื่อ <math>\sqrt{\hbar c/G}</math> เท่ากับ [[มวลของพลังค์]] จะได้ ''M''<sub>''Pl''</sub>≈2.176·10<sup>−8</sup> กก. ค่าของขีดจำกัดจึงเท่ากับอันดับของ ''M''<sub>''Pl''</sub><sup>3</sup>/''m<sub>H</sub>''<sup>2</sup>
== อ้างอิง ==
| |||