حد شونبرگ - چاندراسخار

حد شونبرگ - چاندراسخار () در اخترفیزیک ستاره‌ای، حداکثر جرم یک هسته ایزوترمی غیر ذوب کننده است که می‌تواند یک پاکت محصور را پشتیبانی کند. این به صورت نسبت جرم هسته به جرم کل هسته و پاکت بیان می‌شود. برآورد حد به مدل‌های استفاده شده و ترکیبات شیمیایی فرض شده هسته و پاکت بستگی دارد. مقادیر معمول داده شده از ۰٫۱۰ تا ۰٫۱۵ (۱۰٪ تا ۱۵٪ از کل جرم ستاره ای) است.The Schoenberg-Chandrasekhar limit: A polytropic approximation, Martin Beech, Astrophysics and Space Science 147, #2 (August 1988), pp. 219-227. DOI 10.1007/BF00645666.Schönberg-Chandrasekhar limit, The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling. Accessed on line April 27, 2007. این حداکثر یک هسته پر از هلیوم است که می‌تواند رشد کند، و اگر این حد بیش از حد شود، همان‌طور که فقط در ستاره‌های عظیم اتفاق می‌افتد، هسته سقوط می‌کند، انرژی آزاد می‌شود که باعث می‌شود لایه‌های بیرونی ستاره به یک غول قرمز تبدیل شوند. این نام از نام فیزیکدانان نجومی سوبرامانیان چاندراسخار و ماریو شنبرگ گرفته شده‌است که ارزش آن را در مقاله ای در سال ۱۹۴۲ تخمین زده‌اند.On the Evolution of the Main-Sequence Stars, M. Schönberg and S. Chandrasekhar, Astrophysical Journal 96, #2 (September 1942), pp. 161–172. آنها تخمین زده‌اند که 

هنگامی که همجوشی در یک ستاره دنباله اصلی، هیدروژن موجود در مرکز ستاره را از بین می‌برد، حد شنبرگ - چاندرساخار وارد عمل می‌شود. سپس این ستاره منقبض می‌شود تا زمانی که هیدروژن در پوسته ای محصور شود که هسته‌ای غنی از هلیوم را احاطه کرده و هر دو با یک پاکت متشکل از هیدروژن احاطه شده‌اند. با سوختن پوسته به بیرون ستاره، جرم هسته افزایش می‌یابد. اگر جرم ستاره کمتر از تقریباً ۱٫۵ جرم خورشید باشد، هسته قبل از رسیدن به حدشونبرگ - چاندراسخار رو به زوال می‌رود و از طرف دیگر، اگر جرم بیش از تقریباً ۶ جرم خورشید باشد، ستاره دنباله اصلی را ترک می‌کند با جرم هسته در حال حاضر بیشتر از حد شنببرگ-چاندرساخار است بنابراین هسته آن قبل از همجوشی هلیوم هیچگاه حرارتی ندارد. در حالت باقیمانده، جایی که جرم بین ۱٫۵ و ۶ جرم خورشیدی باشد، هسته رشد می‌کند تا زمانی که به حد نهایی برسد، در آن زمان به سرعت منقبض می‌شود تا زمانی که هلیوم در هسته جوش بخورد.the evolution of high-mass stars , lecture notes, Vik Dhillon, Physics 213, University of Sheffield.  Accessed on line April 27, 2007.

 منابع 



رده:اخترشناسی ستارگان
رده:اخترفیزیک