Schönberg–Chandrasekhar limit (original) (raw)
恒星物理学において、シェーンベルグ＝チャンドラセカール限界（シェーンベルグ＝チャンドラセカールげんかい、Schönberg-Chandrasekhar limit）またはセンベルグ=チャンドラセカール限界とは、恒星が主系列段階を離れ赤色巨星へと進化をしていく際に、まだ核融合に至っていないヘリウム中心核が重力収縮を止めて静水圧平衡を保つことができる限界質量のことである。この限界質量は恒星全体の質量に対する中心核の質量の比として表され、恒星質量の約10%である。ヘリウム中心核の質量がこの限界を超えると、中心核は重力により収縮し、それによって発生する熱によって水素殻燃焼がさらに活発となることで、恒星は赤色巨星へと進化を始める。この限界は、1942年にこの値を推定したブラジルの（英語: Mário Schenberg）とアメリカのスブラマニアン・チャンドラセカールの2人の天体物理学者にちなんで命名された。
| Property | Value |
|---|---|
| dbo:abstract | Die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze ist bei Sternen die Obergrenze, bis zu der ein isothermer Kern dem Druck der umgebenden Hülle standhalten kann. Sie wird üblicherweise im Verhältnis der Masse des Kerns zur Gesamtmasse des Sterns angegeben. Berechnungen zeigen, dass sie bei ungefähr 0,1 liegt, unabhängig von der Masse des Sterns. Sie ist nach Mario Schönberg und Subrahmanyan Chandrasekhar benannt, die sie zuerst hergeleitet haben. Wenn bei Sternen mittlerer Größe der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, kommt die Energieproduktion im Zentrum zum Erliegen und es bildet sich ein isothermer Kern aus Helium. Da in einer Schale um den Kern weiterhin Wasserstoffbrennen stattfindet, steigt die Masse des Kerns kontinuierlich an.Bei Erreichen der Schönberg-Chandrasekhar-Grenze, also wenn die Masse des Kerns ungefähr 10 % der Gesamtmasse ausmacht, kollabiert der Kern, und die Hülle expandiert zum roten Riesen. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm entwickelt sich der Stern dabei von der Hauptreihe in den Bereich der Hayashi-Linie. Dieser Vorgang läuft im Vergleich zur Verweildauer auf der Hauptreihe schnell ab. Es ist deswegen entsprechend unwahrscheinlich, ihn zu beobachten. (Ein Stern mit 5 Sonnenmassen verweilt ca. 80 Mio. Jahre auf der Hauptreihe; die Entwicklung zum roten Riesen dauert etwa 3 Mio. Jahre.) Das ist eine Erklärung für die Hertzsprung-Lücke, dem Bereich im Hertzsprung-Russell-Diagramm, wo nur wenige Sterne beobachtet werden. (de) En astrophysique stellaire, la limite Schönberg–Chandrasekhar est la masse maximale d'un cœur inerte (sans fusion) et isotherme qui peut supporter une enveloppe externe. Elle est exprimée par le rapport entre la masse du cœur et la masse totale du cœur et de l'enveloppe. Les estimations de la limite dépendent des modèles utilisés et des compositions chimiques adoptées pour le cœur et l'enveloppe ; les valeurs typiques données sont comprises entre 0,10 à 0,15 (10 % à 15 % de la masse stellaire totale). C'est la masse maximale jusqu'à laquelle un cœur rempli d'hélium peut grossir, et si cette limite est dépassée, ce qui peut seulement se produire pour les étoiles massives, le cœur s'effondre, dégageant une énergie qui provoque l'expansion des couches externes de l'étoile pour devenir une géante rouge. Elle est nommée d'après les astrophysiciens Subrahmanyan Chandrasekhar et Mario Schönberg, qui estimèrent sa valeur dans un article de 1942. Ils l'ont estimé à La limite de Schönberg–Chandrasekhar joue un rôle quand la fusion dans une étoile de la séquence principale épuise l'hydrogène contenu au centre de l'étoile. L'étoile se contracte alors jusqu'à ce que l'hydrogène brûle dans une coquille entourant un cœur riche en hélium, tous deux étant entourés d'une enveloppe constituée principalement d'hydrogène. La masse du cœur s'accroît lorsque la coquille brûle en progressant vers l'extérieur de l'étoile. Si la masse de l'étoile est inférieure à environ 1,5 M☉, le cœur deviendra dégénéré avant que la limite de Schönberg–Chandrasekhar ne soit atteinte, et, d'un autre côté, si la masse est supérieure à environ 6 M☉, l'étoile quittera la séquence principale avec un cœur ayant déjà une masse supérieure à la limite de Schönberg–Chandrasekhar, et donc son cœur ne deviendra jamais isotherme avant la fusion de l'hélium. Dans le cas intermédiaire, quand la masse est comprise entre 1,5 et 6 masses solaires, le cœur grossira jusqu'à ce que la limite soit atteinte, et à ce moment elle se contractera rapidement jusqu'à ce que l'hélium commence à brûler dans le cœur. (fr) In stellar astrophysics, the Schönberg–Chandrasekhar limit is the maximum mass of a non-fusing, isothermal core that can support an enclosing envelope. It is expressed as the ratio of the core mass to the total mass of the core and envelope. Estimates of the limit depend on the models used and the assumed chemical compositions of the core and envelope; typical values given are from 0.10 to 0.15 (10% to 15% of the total stellar mass). This is the maximum to which a helium-filled core can grow, and if this limit is exceeded, as can only happen in massive stars, the core collapses, releasing energy that causes the outer layers of the star to expand to become a red giant. It is named after the astrophysicists Subrahmanyan Chandrasekhar and Mario Schönberg, who estimated its value in a 1942 paper. They estimated it to be The Schönberg–Chandrasekhar limit comes into play when fusion in a main-sequence star exhausts the hydrogen at the center of the star. The star then contracts until hydrogen fuses in a shell surrounding a helium-rich core, both of which are surrounded by an envelope consisting primarily of hydrogen. The core increases in mass as the shell burns its way outwards through the star. If the star's mass is less than approximately 1.5 solar masses, the core will become degenerate before the Schönberg–Chandrasekhar limit is reached, and, on the other hand, if the mass is greater than approximately 6 solar masses, the star leaves the main sequence with a core mass already greater than the Schönberg–Chandrasekhar limit so its core is never isothermal before helium fusion. In the remaining case, where the mass is between 1.5 and 6 solar masses, the core will grow until the limit is reached, at which point it will contract rapidly until helium starts to fuse in the core. (en) 恒星物理学において、シェーンベルグ＝チャンドラセカール限界（シェーンベルグ＝チャンドラセカールげんかい、Schönberg-Chandrasekhar limit）またはセンベルグ=チャンドラセカール限界とは、恒星が主系列段階を離れ赤色巨星へと進化をしていく際に、まだ核融合に至っていないヘリウム中心核が重力収縮を止めて静水圧平衡を保つことができる限界質量のことである。この限界質量は恒星全体の質量に対する中心核の質量の比として表され、恒星質量の約10%である。ヘリウム中心核の質量がこの限界を超えると、中心核は重力により収縮し、それによって発生する熱によって水素殻燃焼がさらに活発となることで、恒星は赤色巨星へと進化を始める。この限界は、1942年にこの値を推定したブラジルの（英語: Mário Schenberg）とアメリカのスブラマニアン・チャンドラセカールの2人の天体物理学者にちなんで命名された。 (ja) De Schönberg-Chandrasekhar limiet is de maximale massa van de kern van een ster, waarin geen kernfusie meer plaats vindt, die isotherm is en die de druk van het steromhulsel nog kan weerstaan. Deze limiet wordt uitgedrukt in de verhouding van de kernmassa tot de totale massa van de ster. Schattingen van deze limiet verschillen afhankelijk van het model dat men hiervoor gebruikt. Ook zijn stereigenschappen van belang zoals de chemische opmaak van ster en omhulsel. De verkregen waarde varieert doorgaans tussen de 10% en 15%. Dit is maximale grootte die een sterkern van helium kan bereiken. Wordt deze grens overschreden, wat alleen voorkomt bij de grootste sterren, stort de kern ineen, waarbij de vrijgekomen energie de ster enorm doet opzwellen en een rode reus ontstaat. De limiet is vernoemd naar astrofysici Subramanyan Chandrasekhar en Mario Schönberg, die de waarde het eerst publiceerden in 1942. Ze stelden deze toen op: De Schönberg-Chandrasekhar limiet wordt van belang wanneer het kernfusieproces van een ster uit de hoofdreeks de waterstof in de kern heeft verbruikt. De ster krimpt dan ineen totdat de waterstof begint te fuseren in een schil omheen een heliumrijke kern. Deze schil en kern worden omgeven door het steromhulsel, dat hoofdzakelijk uit waterstof bestaat. De kern neemt in massa toe, omdat de fuserende waterstofschil er helium in afzet. Het steromhulsel blijft de schil van waterstof voorzien. Wanneer de ster minder dan 1,5 zonsmassa(M☉) bezit, zal de heliumkern in een ontaarde toestand geraken voordat de Schönberg-Chandrasekhar limiet wordt bereikt. Heeft de ster in kwestie een massa groter dan 6 M☉ zal ze de hoofdreeks verlaten met een kernmassa die de Schönberg-Chandrasekhar limiet reeds overschrijdt - dus is deze nooit isotherm voordat kernfusie van helium begint. Bij sterren tussen de 1,5 M☉ en 6 M☉ zal de sterkern van helium blijven groeien tot de limiet wordt bereikt, waarop de kern rap zal gaan inkrimpen tot de temperatuur voldoende hoog wordt voor de fusie van helium. (nl) Em astrofísica estelar, o limite de Schönberg–Chandrasekhar determina a massa máxima com a qual um núcleo estelar isotérmico pode suportar o colapso gravitacional de seu envoltório. Esse limite é uma função explicita da razão entre a massa total do núcleo e a massa do envoltório. Suas estimativas dependem da composição química dos objetos em questão, com valores típicos variando de 0,1 a 0,5 massas solares. Seu nome é uma homenagem aos astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Mario Schenberg, que estimaram seu valor pela primeira vez em 1942. (pt) Предел Шёнберга — Чандрасекара — максимальная масса для изотермического ядра звезды, в котором не протекают ядерные реакции и которое может поддерживать окружающую оболочку. Представляется в виде отношения массы ядра к полной массе ядра и оболочки. Оценки предела зависят от используемых моделей и предполагаемого химического состава ядра и внешних слоёв, обычно значения предела составляют от 0,10 до 0,15 (от 10 % до 15 % полной массы звезды). Представляет собой максимальное значение, до которого может происходить рост гелиевого ядра; если ядро превосходит по массе данный предел, что возможно в случае массивных звёзд, происходит коллапс ядра, выделившаяся энергия приводит к расширению внешних слоёв звезды и переходу её на стадию красного гиганта. Предел назван по фамилиям астрофизиков С. Чандрасекара и М. Шёнберга, оценивших значение данной величины в статье 1942 года. Предел Шёнберга—Чандрасекара играет важную роль на этапе звёздной эволюции, когда звезда главной последовательности исчерпывает запас водорода в ядре. Тогда внутренняя область звезды сжимается до тех пор, пока не начинается горение водорода в оболочке вокруг богатого гелием ядра, причём вся данная система погружена в оболочку, состоящую в основном из водорода. По мере горения водорода в оболочке ядро увеличивает массу. Если масса звезды не превосходит 1,5 массы Солнца, ядро становится вырожденным до достижения предела Шёнберга—Чандрасекара; если масса звезды превосходит 6 масс Солнца, то в ходе гравитационного коллапса выделится так много энергии, что ядро не будет изотермическим до начала горения гелия. В промежуточном случае ядро будет нарастать до тех пор, пока не будет достигнут данный предел, после чего произойдёт быстрое сжатие до тех пор, пока не начнётся горение гелия в ядре. (ru) I stjärnastrofysik anger Schönberg-Chandrasekhar-gränsen den maximala massan hos en icke-fusionerande, isotermisk kärna som kan stödja ett omslutande skal. Det uttrycks som förhållandet mellan kärnmassan och kärnans och skalets totala massa. Uppskattningarna av gränsen beror på de modeller som används och de förmodade kemiska sammansättningarna av kärnan och skalet. Typiska värden som ges ligger i området 0,10 till 0,15 (10 - 15 procent av den totala stjärnmassan). Detta är det maximum till vilket en heliumfylld kärna kan växa, och om denna gräns överskrids, vilket bara kan hända i massiva stjärnor, kollapsar kärnan och frigör energi som får stjärnans yttre lager att expandera till att bli en röd jätte. Den är uppkallad efter astrofysikerna Subrahmanyan Chandrasekhar och , som uppskattade dess värde i en rapport från 1942. De uppskattade att det var Schönberg-Chandrasekhar-gränsen spelar in när termonukleär fusion i en stjärna i huvudserien förbrukar vätet i stjärnans kärna. Stjärnan drar sedan ihop sig tills väte fusionerar in i ett skal som omger en heliumrik kärna, som båda är omgivna av ett skal som främst består av väte. Kärnan ökar i massa när skalet fusioneras utåt genom stjärnan. Om stjärnans massa är mindre än ca 1,5 solmassor kommer kärnan att degenerera innan Schönberg-Chandrasekhar-gränsen uppnås, medan den å andra sidan, om massan är större än ca 6 solmassor, lämnar huvudserien med en kärnmassa som redan är större än Schönberg-Chandrasekhar-gränsen så dess kärna aldrig är isotermisk före heliumfusion. I det återstående fallet, där massan är mellan 1,5 och 6 solmassor, kommer kärnan att växa tills gränsen har nåtts, då den kommer att minska snabbt tills helium börjar fusioneras i kärnan. (sv) |
| dbo:wikiPageID | 10938074 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageLength | 3295 (xsd:nonNegativeInteger) |
| dbo:wikiPageRevisionID | 937300918 (xsd:integer) |
| dbo:wikiPageWikiLink | dbc:Stellar_astronomy dbr:Hydrogen dbr:Isothermal dbr:Star dbr:Subrahmanyan_Chandrasekhar dbr:Astrophysicist dbr:Astrophysics dbc:Astrophysics dbr:Solar_mass dbc:Stellar_dynamics dbr:Mario_Schönberg dbr:Main-sequence_star |
| dbp:wikiPageUsesTemplate | dbt:Reflist |
| dct:subject | dbc:Stellar_astronomy dbc:Astrophysics dbc:Stellar_dynamics |
| gold:hypernym | dbr:Mass |
| rdf:type | dbo:Place |
| rdfs:comment | 恒星物理学において、シェーンベルグ＝チャンドラセカール限界（シェーンベルグ＝チャンドラセカールげんかい、Schönberg-Chandrasekhar limit）またはセンベルグ=チャンドラセカール限界とは、恒星が主系列段階を離れ赤色巨星へと進化をしていく際に、まだ核融合に至っていないヘリウム中心核が重力収縮を止めて静水圧平衡を保つことができる限界質量のことである。この限界質量は恒星全体の質量に対する中心核の質量の比として表され、恒星質量の約10%である。ヘリウム中心核の質量がこの限界を超えると、中心核は重力により収縮し、それによって発生する熱によって水素殻燃焼がさらに活発となることで、恒星は赤色巨星へと進化を始める。この限界は、1942年にこの値を推定したブラジルの（英語: Mário Schenberg）とアメリカのスブラマニアン・チャンドラセカールの2人の天体物理学者にちなんで命名された。 (ja) Em astrofísica estelar, o limite de Schönberg–Chandrasekhar determina a massa máxima com a qual um núcleo estelar isotérmico pode suportar o colapso gravitacional de seu envoltório. Esse limite é uma função explicita da razão entre a massa total do núcleo e a massa do envoltório. Suas estimativas dependem da composição química dos objetos em questão, com valores típicos variando de 0,1 a 0,5 massas solares. Seu nome é uma homenagem aos astrofísicos Subrahmanyan Chandrasekhar e Mario Schenberg, que estimaram seu valor pela primeira vez em 1942. (pt) Die Schönberg-Chandrasekhar-Grenze ist bei Sternen die Obergrenze, bis zu der ein isothermer Kern dem Druck der umgebenden Hülle standhalten kann. Sie wird üblicherweise im Verhältnis der Masse des Kerns zur Gesamtmasse des Sterns angegeben. Berechnungen zeigen, dass sie bei ungefähr 0,1 liegt, unabhängig von der Masse des Sterns. Sie ist nach Mario Schönberg und Subrahmanyan Chandrasekhar benannt, die sie zuerst hergeleitet haben. (de) En astrophysique stellaire, la limite Schönberg–Chandrasekhar est la masse maximale d'un cœur inerte (sans fusion) et isotherme qui peut supporter une enveloppe externe. Elle est exprimée par le rapport entre la masse du cœur et la masse totale du cœur et de l'enveloppe. Les estimations de la limite dépendent des modèles utilisés et des compositions chimiques adoptées pour le cœur et l'enveloppe ; les valeurs typiques données sont comprises entre 0,10 à 0,15 (10 % à 15 % de la masse stellaire totale). C'est la masse maximale jusqu'à laquelle un cœur rempli d'hélium peut grossir, et si cette limite est dépassée, ce qui peut seulement se produire pour les étoiles massives, le cœur s'effondre, dégageant une énergie qui provoque l'expansion des couches externes de l'étoile pour devenir une géa (fr) In stellar astrophysics, the Schönberg–Chandrasekhar limit is the maximum mass of a non-fusing, isothermal core that can support an enclosing envelope. It is expressed as the ratio of the core mass to the total mass of the core and envelope. Estimates of the limit depend on the models used and the assumed chemical compositions of the core and envelope; typical values given are from 0.10 to 0.15 (10% to 15% of the total stellar mass). This is the maximum to which a helium-filled core can grow, and if this limit is exceeded, as can only happen in massive stars, the core collapses, releasing energy that causes the outer layers of the star to expand to become a red giant. It is named after the astrophysicists Subrahmanyan Chandrasekhar and Mario Schönberg, who estimated its value in a 1942 pap (en) De Schönberg-Chandrasekhar limiet is de maximale massa van de kern van een ster, waarin geen kernfusie meer plaats vindt, die isotherm is en die de druk van het steromhulsel nog kan weerstaan. Deze limiet wordt uitgedrukt in de verhouding van de kernmassa tot de totale massa van de ster. Schattingen van deze limiet verschillen afhankelijk van het model dat men hiervoor gebruikt. Ook zijn stereigenschappen van belang zoals de chemische opmaak van ster en omhulsel. De verkregen waarde varieert doorgaans tussen de 10% en 15%. Dit is maximale grootte die een sterkern van helium kan bereiken. Wordt deze grens overschreden, wat alleen voorkomt bij de grootste sterren, stort de kern ineen, waarbij de vrijgekomen energie de ster enorm doet opzwellen en een rode reus ontstaat. De limiet is vernoemd (nl) Предел Шёнберга — Чандрасекара — максимальная масса для изотермического ядра звезды, в котором не протекают ядерные реакции и которое может поддерживать окружающую оболочку. Представляется в виде отношения массы ядра к полной массе ядра и оболочки. Оценки предела зависят от используемых моделей и предполагаемого химического состава ядра и внешних слоёв, обычно значения предела составляют от 0,10 до 0,15 (от 10 % до 15 % полной массы звезды). Представляет собой максимальное значение, до которого может происходить рост гелиевого ядра; если ядро превосходит по массе данный предел, что возможно в случае массивных звёзд, происходит коллапс ядра, выделившаяся энергия приводит к расширению внешних слоёв звезды и переходу её на стадию красного гиганта. Предел назван по фамилиям астрофизиков С. Чан (ru) I stjärnastrofysik anger Schönberg-Chandrasekhar-gränsen den maximala massan hos en icke-fusionerande, isotermisk kärna som kan stödja ett omslutande skal. Det uttrycks som förhållandet mellan kärnmassan och kärnans och skalets totala massa. Uppskattningarna av gränsen beror på de modeller som används och de förmodade kemiska sammansättningarna av kärnan och skalet. Typiska värden som ges ligger i området 0,10 till 0,15 (10 - 15 procent av den totala stjärnmassan). Detta är det maximum till vilket en heliumfylld kärna kan växa, och om denna gräns överskrids, vilket bara kan hända i massiva stjärnor, kollapsar kärnan och frigör energi som får stjärnans yttre lager att expandera till att bli en röd jätte. Den är uppkallad efter astrofysikerna Subrahmanyan Chandrasekhar och , som uppskattade (sv) |
| rdfs:label | Schönberg-Chandrasekhar-Grenze (de) Limite de Schönberg-Chandrasekhar (fr) シェーンベルグ＝チャンドラセカール限界 (ja) Schönberg-Chandrasekhar limiet (nl) Schönberg–Chandrasekhar limit (en) Limite de Schönberg–Chandrasekhar (pt) Предел Шёнберга — Чандрасекара (ru) Schönberg-Chandrasekhar-gränsen (sv) |
| owl:sameAs | freebase:Schönberg–Chandrasekhar limit wikidata:Schönberg–Chandrasekhar limit dbpedia-de:Schönberg–Chandrasekhar limit dbpedia-fa:Schönberg–Chandrasekhar limit dbpedia-fr:Schönberg–Chandrasekhar limit dbpedia-ja:Schönberg–Chandrasekhar limit dbpedia-nl:Schönberg–Chandrasekhar limit dbpedia-pt:Schönberg–Chandrasekhar limit dbpedia-ru:Schönberg–Chandrasekhar limit dbpedia-sv:Schönberg–Chandrasekhar limit https://global.dbpedia.org/id/3RGFF |
| prov:wasDerivedFrom | wikipedia-en:Schönberg–Chandrasekhar_limit?oldid=937300918&ns=0 |
| foaf:isPrimaryTopicOf | wikipedia-en:Schönberg–Chandrasekhar_limit |
| is dbo:knownFor of | dbr:Subrahmanyan_Chandrasekhar |
| is dbo:wikiPageRedirects of | dbr:Chandrasekhar-Schönberg_limit dbr:Schoenberg-Chandrasekhar_limit dbr:Schoenberg_Chandrasekhar_limit dbr:Schonberg_Chandrasekhar_limit dbr:Schönberg_Chandrasekhar_limit dbr:Schonberg-Chandrasekhar_limit dbr:Schonberg–Chandrasekhar_limit dbr:Schönberg-Chandrasekhar_limit dbr:Chandrasekhar–Schönberg_limit |
| is dbo:wikiPageWikiLink of | dbr:Mário_Schenberg dbr:Stellar_evolution dbr:Subgiant dbr:Subrahmanyan_Chandrasekhar dbr:Stellar_core dbr:Chandrasekhar-Schönberg_limit dbr:Chandrasekhar_limit dbr:Schoenberg-Chandrasekhar_limit dbr:Schoenberg_Chandrasekhar_limit dbr:Schonberg_Chandrasekhar_limit dbr:Schönberg_Chandrasekhar_limit dbr:Red-giant_branch dbr:List_of_things_named_after_Subrahmanyan_Chandrasekhar dbr:Giant_star dbr:Schonberg-Chandrasekhar_limit dbr:Schonberg–Chandrasekhar_limit dbr:Schönberg-Chandrasekhar_limit dbr:Chandrasekhar–Schönberg_limit |
| is foaf:primaryTopic of | wikipedia-en:Schönberg–Chandrasekhar_limit |