Chandrasekhar limiti

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Gezinti kısmına atla Arama kısmına atla
Beyaz cüce için yarıçap kütle eğrisi. Yeşil eğri ideal gaz eğrisinden çıkan sonucu Fermi gazını, mavi eğri görelilikle düzeltilmemiş Fermi gazını göstermektedir. kara çizgiler de ultra-relativistic limittir.

Chandrasekhar limiti, Astrofizikte kararlı bir beyaz cücenin sahip olabileceği en büyük kütledir. Bu limiti ilk defa Wilhelm Anderson[1] ve E. C. Stoner[2] hesaplamış, ancak adını bu hesapları 1930 yılında daha hassas olarak yapan Subrahmanyan Chandrasekhar'dan almıştır.

Büyük bir yıldız patladığında, arkasında kalan ışık yaymayan ama başka ışınları yansıtabilen beyaz cüceler içindeki atomlar, muazzam kütleden dolayı sıkışırlar, bu sıkışma atom bazında, elektronların atom çekirdeğine yaklaşmasına neden olur. Yaklaştıkça elektronların teorik olarak ışık hızına yakın hızlarda hareket etmesi gerektiğinden görelilik kuramı kullanılması gerekir. Hint fizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar 1930'da yaptığı çalışmalarında durumu Fermi gazları üzerinde inceleyerek Elektronların çekirdeğe düşmesi noktasını tanımlamıştır. Teorik olarak bu nokta kara deliklerin mümkün olduğunu, elektronların çekirdeğe düşebileceği bir kütlenin tamamen kendi içine çöktüğünü ortaya çıkarmıştır.

Kaynakça[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ Über die Grenzdichte der Materie und der Energie, Wilhelm Anderson, Zeitschrift für Physik 56, #11–12 (November 1929), pp. 851–856. DOI 10.1007/BF01340146.
  2. ^ The minimum pressure of a degenerate electron gas, E. C. Stoner, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 92 (May 1932), pp. 651–661.