När en människa lägger för mycket vikt, finns det en ökad risk för hjärtattack; när en vit dvärgstjärna lägger för mycket vikt (dvs. den största massan som en vit dvärgstjärna kan ha innan den går supernova kallas Chandrasekhar-gränsen, efter astrofysiker Subrahmanyan Chandrasekhar, som utarbetade den på 1930-talet. Dess värde är ca 1,4 soler , eller 1,4 gånger massan av vår sol (det exakta värdet beror något på den vita dvärgens sammansättning hur snabbt den snurrar osv.).
Vita dvärgar är slutet på vägen för de flesta stjärnor; när de väl har använt allt tillgängligt väte "bränsle", kastar stjärnor med låg massa sina yttersta skal för att bilda planetens nebulosor, vilket lämnar en kärna med hög densitet av kol, syre och kväve (det är en sammanfattning, det är faktiskt lite mer komplicerat). Stjärnan kan inte kollapsa ytterligare på grund av elektrongenegenerationstryck, en kvanteffekt som kommer från det faktum att elektroner är fermioner (tekniskt sett är det bara två fermioner som kan ockupera ett givet energitillstånd, en spinn upp och en snurr ner).
Så vad händer i kärnan i en massiv stjärna, en vars kärna väger in på mer än 1,4 sol? Så länge stjärnan fortfarande "bränner" kärnbränsle - helium, sedan kol etc, sedan neon, då ... - kärnan kommer inte att kollapsa eftersom den är väldigt varm (elektron-degeneratrycket håller inte på det eftersom det är för massivt ). Men när kärnan har kommit till järn, är inte mer bränning möjlig, och kärnan kommer att kollapsa, spektakulärt, och producera en supernova för kärnkollaps.
Det finns ett sätt som en vit dvärg kan gå ut med en smäll snarare än en vinkling; genom att få lite hjälp av en vän. Om den vita dvärgen har en nära binär följeslagare, och om den följeslagaren är en gigantisk stjärna, kan en del av väte i dess yttre skal hamna på den vita dvärgens yta (det finns flera sätt detta kan hända). Den vita dvärgen lägger därmed till massa, och så ofta blåser det tunna vätehöljet och vi ser en nova. Men en dag kan den extra massan sätta den över gränsen, Chandrasekhar-gränsen ... temperaturen i dess centrum blir tillräckligt hög för att kolet "tänds", "flammen" sprider sig över stjärnan, och det blir en speciell typ av supernova, en Ia supernova.
För mer tekniska detaljer om Chandrasekhar-gränsen, har Richard Fitzpatrick från University of Texas i Austin en kurs för termodynamik och statistisk mekanik online, som innehåller en sida om Chandrasekhar-gränsen.
Supernovaer är mycket viktiga för astronomin, så du kommer inte bli förvånad över att få veta att det finns massor av Space Magazine-berättelser på Chandrasekhar-gränsen! Några exempel: White Dwarf Theories Få mer bevis, White Dwarf “nära” till exploderande som Supernova och Colliding White Dwarfs orsakade en kraftfull Supernova.
Astronomy Cast avsnitt 90 (The Scientific Method) innehåller en titt på hur Chandrasekhar utarbetade gränsen som nu bär hans namn, och vart går stjärnorna när de dör? täcker också detta ämne.
referenser:
Wikipedia
http://www.bluffton.edu/~bergerd/NSC_111/stars.html
