Když člověk přinese příliš velkou váhu, existuje zvýšené riziko infarktu; když bílá trpasličí hvězda přinese příliš velkou váhu (tj. největší hmota, kterou může mít bílá trpaslík dříve, než půjde o supernovu, se nazývá Chandrasekharův limit, po astrofyzikovi Subrahmanyanovi Chandrasekharovi, který to vypracoval ve 30. letech 20. století. Jeho hodnota je přibližně 1,4 solů , nebo 1,4násobek hmotnosti našeho Slunce (přesná hodnota do jisté míry závisí na složení bílého trpaslíka, jak rychle se točí, atd.).
Bílí trpaslíci jsou konec cesty pro většinu hvězd; jakmile vyčerpali veškerý svůj dostupný vodík, palivo, hvězdy s nízkou hmotností zbavily své nejvzdálenější skořápky, aby vytvořily planetární mlhoviny a zanechaly jádro s vysokou hustotou uhlíku, kyslíku a dusíku (to je shrnutí, je to vlastně o něco složitější). Hvězda se nemůže dále zhroutit kvůli tlaku elektronové degenerace, což je kvantový efekt, který vychází ze skutečnosti, že elektrony jsou fermiony (technicky mohou jen dva fermiony obsáhnout daný energetický stav, jeden roztoč nahoru a jeden roztoč dolů).
Co se tedy stane v jádru mohutné hvězdy, jejíž jádro váží více než 1,4 solů? Dokud hvězda stále „spaluje“ jaderné palivo - hélium, pak uhlík atd., Pak neon, pak… - jádro se nezkolabuje, protože je velmi horké (elektronový degenerační tlak ho nezdrží), protože je příliš masivní ). Ale jakmile se jádro dostane do železa, už není možné hoří a jádro se zhroutí, okázale a vytvoří jádro kolaps supernovy.
Existuje způsob, jak může bílý trpaslík jít ven se třeskem spíše než s rozmarem; tím, že dostane malou pomoc od přítele. Pokud má bílý trpaslík blízkého binárního společníka a pokud je tento společník obří hvězdou, může část vodíku v jeho vnějším obalu skončit na povrchu bílého trpaslíka (existuje několik způsobů, jak se to může stát). Bílý trpaslík tak přidává hmotu a každý tak často tenká vodíková obálka fouká a my vidíme nova. Jednoho dne ji však může nadbytečná hmota překročit hranici, hranici Chandrasekharu ... teplota v jejím středu je dostatečně vysoká na to, aby se uhlík „vznítil“, „plamen“ se šířil hvězdou a stal se zvláštním druhem supernova, Ia supernova.
Pro více technických podrobností o limitu Chandrasekhar má Richard Fitzpatrick z University of Texas v Austinu online kurz termodynamiky a statistické mechaniky, který zahrnuje stránku o limitu Chandrasekhar.
Supernovy jsou velmi důležité pro astronomii, takže nebudete překvapeni, když se dozvíte, že na limitu Chandrasekhar je spousta příběhů z časopisů Space Magazine! Několik příkladů: Teorie bílých trpaslíků získají více důkazů, bílý trpaslík se „blíží“ explozi jako Supernova a srážení bílých trpaslíků způsobilo mocnou supernovu.
Astronomie Cast Episode 90 (The Scientific Method) obsahuje pohled na to, jak Chandrasekhar vypracoval limit, který nyní nese jeho jméno, a kam se hvězdy dostanou, když zemřou? toto téma také pokrývá.
Reference:
Wikipedia
http://www.bluffton.edu/~bergerd/NSC_111/stars.html
