About: Chandrasekhar limit     Goto   Sponge   NotDistinct   Permalink

An Entity of Type : yago:NaturalObject100019128, within Data Space : dbpedia.org associated with source document(s)
QRcode icon
http://dbpedia.org/describe/?url=http%3A%2F%2Fdbpedia.org%2Fresource%2FChandrasekhar_limit

The Chandrasekhar limit () is the maximum mass of a stable white dwarf star. The currently accepted value of the Chandrasekhar limit is about 1.4 M☉ (2.765×1030 kg). White dwarfs resist gravitational collapse primarily through electron degeneracy pressure (compare main sequence stars, which resist collapse through thermal pressure). The Chandrasekhar limit is the mass above which electron degeneracy pressure in the star's core is insufficient to balance the star's own gravitational self-attraction. Consequently, a white dwarf with a mass greater than the limit is subject to further gravitational collapse, evolving into a different type of stellar remnant, such as a neutron star or black hole. Those with masses up to the limit remain stable as white dwarfs.

AttributesValues
rdf:type
rdfs:label
  • حد شاندراسيخار
  • Límit de Chandrasekhar
  • Chandrasekharova mez
  • Chandrasekhar-Grenze
  • Όριο Τσαντρασεκάρ
  • Chandrasekhar limit
  • Limigo de Chandrasekhar
  • Límite de Chandrasekhar
  • Chandrasekharren muga
  • Masse de Chandrasekhar
  • Batas Chandrasekhar
  • Limite di Chandrasekhar
  • チャンドラセカール限界
  • 찬드라세카르 한계
  • Chandrasekhar-limiet
  • Granica Chandrasekhara
  • Limite de Chandrasekhar
  • Chandrasekhargränsen
  • Предел Чандрасекара
  • Межа Чандрасекара
  • 錢德拉塞卡極限
rdfs:comment
  • Batas Chandrasekhar adalah massa maksimum dari suatu bintang katai putih, dan kira-kira besarnya , sekitar 1,44 kali dari massa matahari. Angka ini sedikit berbeda dalam berbagai tulisan, dari 1,2 sampai 1,46 kali massa matahari dan bergantung pada susunan kimia dari bintang itu. Batas ini pertama kali dihitung oleh ahli fisika India yang bernama Subrahmanyan Chandrasekhar.
  • La masse de Chandrasekhar est la masse maximale que la pression de dégénérescence électronique d'un objet peut supporter sans qu'il y ait d'effondrement gravitationnel. Elle intervient lorsque de la matière s'accumule autour d'un objet fait de matière dégénérée, comme une naine blanche ou un cœur d'étoile massive.
  • チャンドラセカール限界(チャンドラセカールげんかい、英: Chandrasekhar Limit)またはチャンドラセカール限界質量とは、縮退した絶対零度の電子の圧力により支えられる白色矮星の質量の上限値である。1930年代にこの限界を提唱した英領インド出身の物理学者スブラマニアン・チャンドラセカールの名前に由来する。白色矮星と恒星の連星系において、恒星からの降着でガスを獲得した白色矮星の質量がこの限界を超えるとIa型超新星爆発に至るとされる。
  • 찬드라세카르 한계(영어: Chandrasekhar limit)는 유체 정역학 평형에 있는 백색왜성의 최대 질량이다. 이상기체의 으로 중력붕괴를 막는 주계열성과 달리, 백색왜성은 전자 축퇴압을 통해 중력붕괴를 이겨내고 있다. 찬드라세카르 한계 이상의 질량을 가지고 있으면, 항성의 핵 속의 전자축퇴압이 불충분해 항성 자체의 중력으로 인한 인력과 균형을 맞추지 못한다. 고로 한계 이상의 질량을 가진 백색 왜성은 중력붕괴가 계속 일어나 다른 형태의 밀집성(중성자별이나 블랙홀)으로 진화하게 된다. 한계 이하의 질량을 가지고 있다면 백색왜성으로 안정적으로 남아 있을 수 있다. 현재 받아들여지고 있는 한계값은 약 1.44 ( 2.864 × 1030 kg)이다.
  • Межа Чандрасекара — найбільша теоретично можлива маса білого карлика. Приблизно дорівнює 1,4 M☉.Названо на честь Субраманьяна Чандрасекара, який теоретично передбачив існування такої межі. Для зір із масою, що перевищує цю межу, тиск виродженого електронного газу не в змозі врівноважити сили гравітаційного притягання, і зоря протягом охолодження буде стискатися доти, доки електрони її речовини не об'єднаються з протонами ядер, утворивши нейтронну речовину.
  • 錢德拉塞卡極限(Chandrasekhar Limit),以印度裔美籍天文物理學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡命名,是無自轉恆星以電子簡併壓力阻擋重力塌縮所能承受的最大質量,這個值大約是1.4倍太陽質量 ,計算的結果會依據原子核的結構和溫度而有些差異。錢德拉塞卡, eq. (36),, eq. (58),, eq. (43) 给出 此處, μe是分子的每電子平均質量,是氫原子的質量,而是與有關的常數,在數值上,這個值大約是 (2/μe)2 · 2.85 · 1030 公斤,或是,此處的是標準的太陽質量 ,而是普朗克質量, ,是M的數量級極限MPl3/mH2。 對白矮星而言,電子簡併壓力是其抵抗重力的唯一力量,因此這個值也是白矮星的質量上限。主序星的質量若超過8倍的太陽質量,在演化結束前不能拋掉足夠的質量成為穩定的白矮星,因此會成為中子星或是黑洞 。
  • حدّ شاندراسيخار (Chandrasekhar limit) نسبة إلى الفيزيائي الحائز على جائزة نوبل عام 1983 "سابرامانين تشاندراسخار"(Subrahmanyan Chandrasekhar). تعريف هذا الحد الفيزيائي هو: أكبر كتلة غير دوارة يمكن لضغط الانفطار للإلكترونات فيها أن يمنع تفردها الجذبوي. هذا الحد يقدر بأنه 1.44 كتلة شمسية. وتختلف القيم الحسابية لهذا الحد بناء على التكوين النووي للكتلة والتقديرات المستخدمة قياسيا وحسابيا.
  • El límit de Chandrasekhar (anomenat així en honor a Subrahmanyan Chandrasekhar) és la massa màxima possible que pot assolir una nana blanca. Equival al valor mínim de massa més enllà del qual la dels electrons no és capaç de contrarestar la força gravitatòria en una estrella, i es produeix un col·lapse. És igual a aproximadament 1,44 masses solars, però pot variar lleugerament en funció de la composició química de l'estrella. El seu valor fou calculat per l'astrofísic indi Subrahmanyan Chandrasekhar. Chandrasekhar, eq. (36),, eq. (58),, eq. (43) dóna un valor de:
  • Chandrasekharova mez je maximální hmotnost bílého trpaslíka (jedno z konečných stádií života hvězdy), při které ještě zůstává stabilní.Je rovna 2,765×1030 kg, tedy 1,44 hmotnosti Slunce. Chandrasekharovu mez lze přibližně spočítat jako kde je redukovaná Planckova konstanta, je rychlost světla, je gravitační konstanta a je hmotnost protonu. Přesná hodnota závisí na chemickém složení hvězdy. Tuto konstantu odvodil Subrahmanyan Chandrasekhar v roce 1930. Avšak nové výpočty ukazují, že silné magnetické pole a zploštělý tvar zvyšují mez super-Chandrasekharových supernov na 2,58 hmotnosti Slunce.
  • Die Chandrasekhar-Grenze ist die theoretische obere Grenze für die Masse eines Weißen Zwergs, die 1930 vom indisch-amerikanischen Astrophysiker und Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar hergeleitet wurde. Unabhängig von Chandrasekhar wurde dieselbe Obergrenze schon früher von Wilhelm Anderson (1929, Tartu) und Edmund Stoner (1930, Leeds) berechnet. Dabei ist die Sonnenmasse, und gibt an, wie viele Nukleonen im Mittel auf ein Elektron kommen, wenn man annimmt, dass weiße Zwerge elektrisch neutral sind. Die Sternmaterie ist dabei aus Atomen mit Nukleonen und Protonen aufgebaut.
  • Το όριο Τσαντρασεκάρ είναι το ανώτατο όριο της μάζας των σωμάτων που αποτελούνται από ύλη εκφυλισμένων ηλεκτρονίων, μία πυκνή μορφή ύλης που αποτελείται από πυρήνες εντός ενός νέφους ηλεκτρονίων. Το όριο είναι η ανώτατη μη περιστρεφόμενη μάζα η οποία μπορεί να υποστηριχθεί έναντι της βαρυτικής κατάρρευσης που προκαλείται από την πίεση του εκφυλισμού των ηλεκτρονίων.Ο όρος πήρε το όνομά του από τον Ινδό νομπελίστα αστροφυσικό Σουμπραμανιάν Τσαντρασεκάρ, και υπολογίζεται ως περίπου 1,44 ηλιακές μάζες. Πάνω από αυτό το όριο το άστρο θα υποστεί περαιτέρω βαρυτική κατάρευση και θα γίνει αστέρι νετρονίων ή μαύρη τρύπα.
  • The Chandrasekhar limit () is the maximum mass of a stable white dwarf star. The currently accepted value of the Chandrasekhar limit is about 1.4 M☉ (2.765×1030 kg). White dwarfs resist gravitational collapse primarily through electron degeneracy pressure (compare main sequence stars, which resist collapse through thermal pressure). The Chandrasekhar limit is the mass above which electron degeneracy pressure in the star's core is insufficient to balance the star's own gravitational self-attraction. Consequently, a white dwarf with a mass greater than the limit is subject to further gravitational collapse, evolving into a different type of stellar remnant, such as a neutron star or black hole. Those with masses up to the limit remain stable as white dwarfs.
  • La limigo de Chandrasekhar ([ĉandraseĥar]) estas la maksimuma neturniĝanta maso kiu povas esti subtenata kontraŭ gravita kolapso per . Oni kutime opinias ke ĝi estas proksimume 1,4 aŭ 1,44 sunaj masoj. Komputitaj valoroj por la limigo varas depende de la nuklea komponaĵo de la maso kaj de uzataj manieroj de la proksimumaj kalkuladoj. Chandrasekhar, ekv. (36),, ekv. (58),, ekv. (43) donas valoron
  • Chandrasekharren muga, izar hotz egonkor baten gehiengo masa posiblea da. Muga hau gainditzen bada, izarra, zulo beltz edo neutroi izar bat bihurtzeko kolapsatuko da. Astrofisikan, Chandrasekharren muga, hortik gora, elektroien endekapena, izar hondar batean grabitate indarra indargabetzeko gai ez den masa muga da, zulo beltz edo neutroi izar bat sortzen duen kolapso bat eraginez. Badago, baita ere, teorian behintzat, kolapso honen hirugarren emaitza bat, quark izar bat bezala ezagutzen dena emango lukeena. Bere balioa, Subrahmanyan Chandrasekhar astrofisiko indiarrak kalkulatu zuen.
  • El límite de Chandrasekhar es la máxima masa posible de una estrella de tipo enana blanca. Si se supera este límite la estrella colapsará para convertirse en un agujero negro o en una estrella de neutrones (la mayoría de veces, en este último astro). Su valor fue calculado en 1930 por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar, cuando tenía solamente 19 años.
  • Il limite di Chandrasekhar, o massa di Chandrasekhar, è il limite superiore che può raggiungere la massa di corpo costituito da materia degenere, vale a dire un denso stato della materia che consiste di nuclei atomici immersi in un gas di elettroni. Il suo valore rappresenta la massa non rotante limite che può opporsi al collasso gravitazionale, sostenuta dalla pressione di degenerazione degli elettroni; il suo valore corrisponde a 3·1030 kg, una massa pari a circa 1,44 volte quella del Sole; viene solitamente indicato con il simbolo e rappresentata schematicamente nella forma:
  • Granica Chandrasekhara (od nazwiska indyjskiego astrofizyka Subramanyana Chandrasekhara) – maksymalna masa białego karła równa około 3·1030 kg, czyli 1,44 masy Słońca. gdzie to masa Słońca. Granicę (masę) Chandrasekhara można w przybliżeniu obliczyć na podstawie wzoru gdzie: to zredukowana stała Plancka równa 1,054 571 68 (18)·10−34 J·s, to prędkość światła w próżni równa 299 792 458 m/s, to stała grawitacji wynosząca 6,67·10−11 N m2/kg2, to masa protonu wynosząca 1,67262171(29)·10 −27 kg.
  • De Chandrasekhar-limiet is de massagrens die bepaalt of een instortende ster een witte dwerg wordt of een exotischer object zoals een zwart gat. De Chandrasekhar-limiet is vernoemd naar haar ontdekker Subramanyan Chandrasekhar. Sterren waarvan de nucleaire brandstof is "opgebrand" zullen ten gevolge van de zwaartekracht instorten. Wat het gevolg zal zijn van de instorting hangt af van de massa van de overblijvende kern. Als die kleiner is dan de Chandrasekhar-limiet zal de ster eindigen als witte dwerg, als de massa hoger is eindigt de ster als neutronenster, quarkster of zwart gat. , ,
  • O Limite de Chandrasekhar representa a máxima massa possível para uma estrela do tipo anã branca (um dos estágios finais das estrelas que consumiram toda a sua energia) suportada pela pressão da degeneração de electrões, e é aproximadamente 3·1030 kg, cerca de 1,44 vezes a massa do Sol. Se uma anã branca (normalmente com cerca de 0,6 vezes a massa do Sol) tiver excedido essa massa por agregação, entrará em colapso, devido ao efeito da gravidade. Pensava-se que este mecanismo daria início a explosões do Tipo Ia supernova, mas esta teoria acabaria por ser abandonada durante a década de 1960. A perspectiva actual é que uma anã branca de oxigénio-carbono atinge uma densidade no seu interior suficiente para iniciar uma reacção de fusão nuclear imediatamente antes de atingir o limite de massa. N
  • Преде́л Чандрасека́ра — верхний предел массы, при котором звезда может существовать как белый карлик. Если масса звезды превышает этот предел, то она становится нейтронной звездой. Существование предела было доказано индийским астрофизиком Субраманьяном Чандрасекаром. В зависимости от химического состава белого карлика значение предела Чандрасекара варьируется в диапазоне от 1.38 до 1.44 солнечных масс.
  • Chandrasekhargränsen är ett begrepp inom astronomin. Om en vit dvärg överstiger 1,44 gånger solens massa, eller 1,44 M☉, kan den inte längre hålla ihop och blir instabil. Detta eftersom elektronerna inte kan ge jämvikt till det tryck som massan skapar. Om en vit dvärg överstiger denna gräns kommer den att kollapsa och bli en neutronstjärna. Oftast händer inte detta eftersom en stjärna brukar kunna göra sig av med en tillräckligt stor massa när den bildar sin planetariska nebulosa. Supernova typ Ia innebär att det saknas spår av väte i dess spektra.
foaf:depiction
  • External Image
foaf:isPrimaryTopicOf
thumbnail
dct:subject
Wikipage page ID
Wikipage revision ID
Link from a Wikipage to another Wikipage
Faceted Search & Find service v1.17_git51 as of Sep 16 2020


Alternative Linked Data Documents: PivotViewer | iSPARQL | ODE     Content Formats:       RDF       ODATA       Microdata      About   
This material is Open Knowledge   W3C Semantic Web Technology [RDF Data] Valid XHTML + RDFa
OpenLink Virtuoso version 08.03.3321 as of Jun 2 2021, on Linux (x86_64-generic-linux-glibc25), Single-Server Edition (61 GB total memory)
Data on this page belongs to its respective rights holders.
Virtuoso Faceted Browser Copyright © 2009-2021 OpenLink Software