Čandrasekaro riba — baltosios nykštukės masės slenkstis (~1,4 M☉)

Čandrasekaro riba (~1,4 M☉): esminis baltųjų nykštukių stabilumo slenkstis, lemia supernovų sprogimus ir pereitį į neutronines žvaigždes arba juodąsias skyles.

Čandrasekaro riba yra didžiausia stabilios baltosios nykštukės žvaigždės masė. Šį skaičiavimą, remdamasis ankstesniais mokslininkų rezultatais, atliko indų fizikas Subrahmanyanas Chandrasekharas, publikuodamas darbų 1931–1935 m. Praktinė vertė – apie 1,44 M☉ (apytiksliai 1,4 karto didesnė už Saulės masę, t. y. ~2,86×10^30 kg).

Kas tai reiškia fizikine prasme

Čandrasekaro riba žymi masės slenkstį, kurį viršijus elektronų degeneracijos slėgis žvaigždės branduolyje nebegali atsverti žvaigždės gravitacinės traukos. Elektronų degeneracijos slėgis atsiranda dėl Pauli draudimo principo: elektronai negali užimti to paties kvantinio būvio, todėl užpildo aukštesnes energijos būsenas ir taip sukuria slėgį, nepriklausantį nuo temperatūros. Tačiau didėjant masėms, elektronai tampa relatyvistiniai, ir degeneracijos slėgis nebeauga pakankamai greitai, kad sustabdytų gravitacinį susitraukimą. Dėl to, jei baltosios nykštukės masė viršija Čandrasekaro ribą, ji gali gravitaciškai suirti į neutroninę žvaigždę arba net juodąją skylę.

Priklausomybės ir tikslus skaičius

• Standartinė reikšmė – apie 1,44 M☉. Tiksli riba priklauso nuo medžiagos sudėties per elektroną (vidutinės masės vienam elektronui, pažymimos μ_e) ir todėl šiek tiek kinta: maždaug skalė ~μ_e^−2.
• Carbon–oxygen (C–O) baltųjų nykštukių atveju tai yra apytiksliai minėta reikšmė; kitų cheminių sudėčių atvejais skaičius gali būti kitoks.
• Fizikinės aplinkybės – rotacija, stiprios magnetinės laukas ir galutinis temperatūros poveikis – gali šiek tiek padidinti leistiną masę, todėl realios ribos gali skirtis nuo idealaus skaičiavimo.

Astronominė reikšmė

Čandrasekaro riba yra svarbi, nes paaiškina, kada baltosios nykštukės išlieka stabilios, o kada joms gresia kolapsas arba termobranduolinės sprogimas. Ypač reikšmingas yra C–O baltųjų nykštukių atvejis: jei tokia nykštukė kaupiasi masę (pvz., iš drauge esančios žvaigždės) ir priartėja prie Čandrasekaro ribos, gali įvykti termobranduolinis sprogimas – Type Ia supernova. Dėl to Type Ia supernovos dažnai turi labai panašius maksimalaus ryškumo lygius ir naudojamos kaip kosminiai „standartiniai žibintai“ astronomijoje.

Istorinis kontekstas ir pastabos

Chandrasekharo darbai XX a. 30–40-aisiais sukėlė reikšmingas diskusijas (žinomas istorinis ginčas su A. S. Eddingtonu). Vėliau jo rezultatai buvo plačiai patvirtinti ir tapo klasika žvaigždžių evoliucijos teorijoje. Ši riba gaunama remiantis kvantinės mechanikos ir specialiosios reliatyvumo principais; pažangesni modeliai prideda bendrąją reliatyvumą, magnetizmą ir rotaciją, kas duoda papildomas pataisas.

Trumpa santrauka

• Čandrasekaro riba ≈ 1,44 M☉ — maksimalus baltoji nykštukės stabilumo dydis.
• Virš šios ribos elektronų degeneracijos slėgio nepakanka — galimas kolapsas į neutroninę žvaigždę arba juodąją skylę.
• Praktinė reikšmė: Type Ia supernovų progenitoriai ir kosminiai atstumo matavimai.

Klausimai ir atsakymai

K: Kas yra Čandrasekharo riba?

K: Kas dirbo apskaičiuojant Čandrasekharo ribą?

K.: Kada Chandrasekharas paskelbė keletą straipsnių apie Chandrasekharo ribą?

K: Kokia yra Chandrasekharo ribos vertė?

K: Kodėl baltosios nykštukės, kurių masė viršija ribą, gravitaciškai suyra?

Klausimas: Kas atsitiktų su baltosiomis nykštukėmis, kurių masės neviršija ribos?

K: Kas paprastai nutinka baltosioms nykštukėms prieš joms suyrant?

Paieška pagal raidę