钱德拉塞卡极限

Radius–mass relations for a model white dwarf. The green curve uses the general pressure law for an ideal Fermi gas, while the blue curve is for a non-relativistic ideal Fermi gas. The black line marks the ultrarelativistic limit.

Relation masse-rayon d'une naine blanche (courbe rouge). On observe effectivement que lorsque le rayon de l'étoile diminue, la masse tend vers une limite de 1,44 masse solaire. Les courbes verte et bleue représentent les cas d'un polytrope γ=5/3 et γ=4/3. Les points magenta, cyan et jaune représentent les coordonnées des étoiles Sirius B, Stein 2051 et 40 Eri B.

钱德拉塞卡极限（Chandrasekhar Limit），以印度裔美籍天文物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡命名，是无自转恒星以电子简并压力阻挡重力塌缩所能承受的最大质量，这个值大约是1.4倍太阳质量，计算的结果会依据原子核的结构和温度而有些差异。钱德拉塞卡给出

此处， μ_e是电子的平均分子量， $m_H$ 是氢原子的质量，而 $\omega_3^0 \approx 2.018236$ 是与莱恩-恩登方程序有关的常数，在数值上，这个值大约是 (2/μ_e) · 2.85 · 10 公斤，或是 $1.43 (2/\mu_e)^2 M_{\bigodot}$ ，此处的 $M_{\bigodot}=1.989\cdot 10^{30} \ {\rm kg}$ 是标准的太阳质量，而 $\sqrt{\hbar c/G}$ 是普朗克质量， $M_{\rm Pl}\approx 2.176\cdot 10^{-8}\ {\rm kg}$ ，是M的数量级极限M_Pl/m_H。

对白矮星而言，电子简并压力是其抵抗重力的唯一力量，因此这个值也是白矮星的质量上限。主序星的质量若超过8倍的太阳质量，在演化结束前不能抛掉足够的质量成为稳定的白矮星，因此会成为中子星或是黑洞。

单词	Chandrasekhar limit
释义	Chandrasekhar limit 原声例句学科图谱天文篇 Above this limit, known as the Chandrasekhar limit, stars explode in a violent supernova and collapse into a neutron star. 超过这个极限，即所谓的钱德拉塞卡极限，恒星会以剧烈的超新星爆炸并坍缩成中子星。中文百科钱德拉塞卡极限钱德拉塞卡极限（Chandrasekhar Limit），以印度裔美籍天文物理学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡命名，是无自转恒星以电子简并压力阻挡重力塌缩所能承受的最大质量，这个值大约是1.4倍太阳质量，计算的结果会依据原子核的结构和温度而有些差异。钱德拉塞卡给出此处， μ_e是电子的平均分子量， $m_H$ 是氢原子的质量，而 $\omega_3^0 \approx 2.018236$ 是与莱恩-恩登方程序有关的常数，在数值上，这个值大约是 (2/μ_e) · 2.85 · 10 公斤，或是 $1.43 (2/\mu_e)^2 M_{\bigodot}$ ，此处的 $M_{\bigodot}=1.989\cdot 10^{30} \ {\rm kg}$ 是标准的太阳质量，而 $\sqrt{\hbar c/G}$ 是普朗克质量， $M_{\rm Pl}\approx 2.176\cdot 10^{-8}\ {\rm kg}$ ，是M的数量级极限M_Pl/m_H。对白矮星而言，电子简并压力是其抵抗重力的唯一力量，因此这个值也是白矮星的质量上限。主序星的质量若超过8倍的太阳质量，在演化结束前不能抛掉足够的质量成为稳定的白矮星，因此会成为中子星或是黑洞。英语百科 Chandrasekhar limit 钱德拉塞卡极限 The Chandrasekhar limit (/tʃʌndrəˈʃeɪkər/) is the maximum mass of a stable white dwarf star. The limit was first indicated in papers published by Wilhelm Anderson and E. C. Stoner, and was named after Subrahmanyan Chandrasekhar, the Indian astrophysicist who independently discovered and improved upon the accuracy of the calculation in 1930, at the age of 19, in India. This limit was initially ignored by the community of scientists because such a limit would logically require the existence of black holes, which were considered a scientific impossibility at the time. White dwarfs resist gravitational collapse primarily through electron degeneracy pressure. (By comparison, main sequence stars 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, white dwarfs with masses greater than the limit would be subject to further gravitational collapse, evolving into a different type of stellar remnant, such as a neutron star or black hole. (However, white dwarfs generally avoid this fate by exploding before they undergo collapse.) Those with masses under the limit remain stable as white dwarfs.
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