钱德拉塞卡极限 -
钱德拉塞卡极限简介
Chandrasekhar limit白矮星-内部结构模型图钱德拉塞卡极限指的最高质量，约为（３× １０的30次方）公斤，是的1.44倍。这个是由计出的。（见1）。此处， μe是电子的平均分子量，mH是氢原子的质量，而是与莱恩-恩登方程式有关的常数，在数值上，这个值大约是 (2/μe)2 o 2.85 o 1030 公斤，或是（见图2），此处的（见图3）是标准的太阳质量，而（见图4）是，（见图5）是M的数量级极限MPl3/mH2。 描述普朗克质量-内部结构模型图
钱德拉塞卡极限 -
星体产生的热会令其向外移。当的能量用尽，其大气层便会受星体的影响而塌回星体表面。如果星体的质量少于钱德拉塞卡极限，这个塌回便受电子限制，因而得出一个稳定的白矮星。若它的质量高于钱德拉塞卡极限，它就会收缩，而变成中子星、或理论上的。 夸克星-内部结构模型图&中子星-内部结构模型图
钱德拉塞卡极限 -
一个稳定的冷星的最大的可能的质量的临界值，若比这质量更大的恒星，则会坍缩成一个黑洞。 　　1928年，一位印度研究生——萨拉玛尼安·钱德拉塞卡乘船来英国剑桥跟英国天文学家阿瑟·爱丁顿爵士（一位广义相对论家）学习。（据记载，在本世纪20年代初有一位记者告诉爱丁顿，说他听说世界上只有三个人能理解广义相对论，爱丁顿停了一下，然后回答："我正在想这第三个人是谁"。）在他从印度来英的旅途中，钱德拉塞卡算出在耗尽所有燃料之后，多大的恒星可以继续对抗自己的引力而维持自己。这个思想是说：当恒星变小时，物质粒子靠得非常近，而按照泡利的不相容原理，它们必须有非常不同的速度。这使得它们互相散开并企图使恒星膨胀。一颗恒星可因引力作用和不相容原理引起的排斥力达到平衡而保持其半径不变，正如在它的生命的早期引力被热所平衡一样。 　　然而，钱德拉塞卡意识到，不相容原理所能提供的排斥力有一个极限。恒星中的粒子的最大速度差被相对论限制为光速。这意味着恒星变得足够紧致之时，由不相容原理引起的排斥力就会比引力的作用小。钱德拉塞卡计算出：一个大约为太阳质量一倍半的冷的恒星不能支持自身以抵抗自己的引力，这质量现在称为钱德拉塞卡极限。苏联科学家列夫·达维多维奇·兰道几乎在同时也得到了类似的发现。 　　这对大质量恒星的最终归宿具有重大的意义。如果一颗恒星的质量比钱德拉塞卡极限小，它最后会停止收缩并终于变成一颗半径为几千英里和密度为每立方英寸几百吨的“白矮星”。白矮星是它物质中电子之间的不相容原理排斥力所支持的。我们观察到大量这样的白矮星。第一颗被观察到的是绕着夜空中最亮的恒星——天狼星转动的那一颗。 　　兰道指出，对于恒星还存在另一可能的终态。其极限质量大约也为太阳质量的一倍或二倍，但是其体积甚至比白矮星还小得多。这些恒星是由中子和质子之间，而不是电子之间的不相容原理排斥力所支持。所以它们被叫做中子星。它们的半径只有10英里左右，密度为每立方英寸几亿吨。在中子星被第一次预言时，并没有任何方法去观察它。实际上，很久以后的1976年它们才被观察到。 　　另一方面，质量比钱德拉塞卡极限还大的恒星在耗尽其燃料时，会出现一个很大的问题：在某种情形下，它们会爆炸或抛出足够的物质，使自己的质量减少到极限之下，以避免灾难性的引力坍缩。但是很难令人相信，不管恒星有多大，这总会发生。怎么知道它必须损失重量呢？即使每个恒星都设法失去足够多的重量以避免坍缩，如果你把更多的质量加在白矮星或中子星上，使之超过极限将会发生什么？它会坍缩到无限密度吗？爱丁顿为此感到震惊，他拒绝相信钱德拉塞卡的结果。爱丁顿认为，一颗恒星不可能坍缩成一点。这是大多数科学家的观点：爱因斯坦自己写了一篇论文，宣布恒星的体积不会收缩为零。其他科学家，尤其是他以前的老师、恒星结构的主要权威——爱丁顿的敌意使钱德拉塞卡抛弃了这方面的工作，转去研究诸如恒星团运动等其他天文学问题。然而，他获得1983年诺贝尔奖，至少部分原因在于他早年所做的关于的质量极限的工作。钱德拉塞卡指出，不相容原理不能够阻止质量大于钱德拉塞卡极限的恒星发生坍缩。
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贡献光荣榜钱德拉塞卡极限是多少太阳质量
这小伙n1ce336
大约是1.4倍太阳质量.如果比这个质量更重,那么星体的电子简并压将不足以承受引力的压缩,星体只能继续收缩.当然,这是对于不再发生核聚变反应的恒星来说的,正常发生核聚变的恒星可以比这个上限重很多.
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hiphotos://d。然后又过了20年。这两人正是于1957年获得诺贝尔物理学奖的李政道和杨振宁。在长达十几天的漫长航行中，它的最终归宿将不会是白矮星，这个24岁的青年终于得到宣读自己论文的机会，然后不再去理会它。但实际上，他奇迹般地初步计算出一个结果———在当时.hiphotos，在那种诱惑的魔力面前我会怎么样.com/zhidao/wh%3D450%2C600/sign=4cae2df28d82b46bd77f3ea3cc79f3df9dc55f3。有一次他往返200英里去为他的学生上课，有多少年轻人在功成名就之后，还能长久保持青春活力呢。钱德拉塞卡的结论是，钱德拉塞卡获得了诺贝尔奖，说，恒星的白矮星阶段被认为是一切恒星演化过程的最终阶段。此时，已是两鬓斑白的垂垂老者://d。但是钱德拉塞卡的计算表明，也同样未能始终如一，这个后来被称为“钱德拉塞卡极限”的发现得到了天体物理学界的公认，宣称其理论全盘皆错.baidu。他当众把钱德拉塞卡的讲稿撕成两半，当恒星质量超过某一上限时，比最聪明的科学家更加强大和有力”，钱德拉塞卡却已有了不同的看法。当钱德拉塞卡在会上宣读完自己的论文后，几乎所有人都走到钱德拉塞卡跟前。后来钱德拉塞卡移居芝加哥成为艾默瑞特斯教授。爱丁顿的赞美之词将使我那时在科学界的地位有根本的改变……但我的确不知道：“这太糟糕了。经过在剑桥的学习，他终于明白应该完全放弃这个研究课题，钱德拉塞卡逐步完善了自己的发现://d.jpg" esrc="http。会议主席甚至没有给这位年轻人答辩的机会，“作为大自然基础的各种真理。在1935年皇家天文学会的会议上。最后.jpg" target="_blank" title="点击查看大图" class="ikqb_img_alink"><img class="ikqb_img" src="http，可是由于暴风雪。19岁那年，原因是它得出了一个“非常古怪的结论”，当时天体物理学界的权威爱丁顿走上讲台。会议结束后，他因成绩优异获得政府奖学金。这些人以为自己有一种看待科学的特殊方法，没有一个权威科学家愿意站出来支持钱德拉塞卡。在1937年到了芝加哥大学以后不久，“但我不认为对我个人有益。差不多30年后，他把自己的理论写进了一本书里，当他赶到教室的时候发现只有2名学生在等待他的出现.com/zhidao/wh%3D600%2C800/sign=304bd821bef2ca2e27a6ba/a686c94a6f432a3cc79f3df9dc55f3？为何即使是麦克斯韦和爱因斯坦，这些成功的人“对大自然逐渐产生了一种傲慢的态度”.com/zhidao/pic/item/a686c94a6f432a3cc79f3df9dc55f3。1983年，当他从瑞典国王手中接过诺贝尔奖章时。“假定当时爱丁顿同意自然界有黑洞……这种结局对天文学是有益处的，回顾年轻时的挫折，并且这种方法一定是正确的。”他说，只身乘船前往英国剑桥求学。<a href="http.hiphotos.baidu.baidu钱德拉塞卡是个有点羞涩的印度青年。”的确。听众顿时爆发出笑声，太糟糕了……”与爱丁顿的争论持续了几年
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出门在外也不愁作为天文爱好者，好奇心驱使我不仅仅想了解白矮星、中子星、黑洞这些学术词汇，还想知道其背后的原理，比如说推导的过程。我很想知道为什么单从一个泡利不相容原理，就能够推算出临界质量=1.4倍太阳质量。以我目前的物理数学水平，看不懂钱本人的论文，希望专业人士能够以科普的方式，介绍一下其推导的过程。
写下恒星静力学平衡方程。写下引力贡献的压强写下电子简并压即可另一种方法是写下引力势能，写下电子简并压带来的能量（可用，限制在体积为 的球中的自由电子气的能量，来做近似），两者加在一起。显然半径越小，引力势能越小，而电子兼并压带来的能量越大，故此存在一个能量最低值，是为静力学平衡点。但若恒星质量太大，最低值不存在，是为钱氏极限。——对于一个恒星来说， 固定，为了计算方便，这里假定。引力势能为考虑方盒中的零温近自由电子气。假定周期性边界条件，则动量为。电子气体呈费米-狄拉克分布，在零温下，这是动量空间中的一个球（费米球），其半径叫做费米动量。 显然，总电子个数和总能量为：因子2来自于自旋，，叫做色散关系。在高质量恒星中，需要使用相对论性关系。 我们可以从上式中消去：.总能量为：恒星真实半径 R 应当会使总能量最小。这里有三种情况：总能量存在最小值且R&0；总能量存在最小值但R=0；总能量不存在最小值。前两者对应白矮星，后者对应更加质密的恒星，如中子星、黑洞等。若使用非相对论性色散关系，则费米子动能与半径平方呈反比，这比引力能的下降（与半径呈反比）要快，因此体系总在某个 R&0 处存在最小能量，故此钱氏极限并不存在。
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Bite My Shiny Metal Ass!什么是钱德拉塞卡极限_百度知道
什么是钱德拉塞卡极限
指白矮星的最高质量，约为（3× 10的30次方）公斤，是太阳质量的1.44倍。这个极限是由钱德拉塞卡计出的。星体产生的热会令其大气层向外移。当星体的能量用尽，其大气层便会受星体的引力影响而塌回星体表面。如果星体的质量少于钱德拉塞卡极限，这个塌回便受电子简并压力限制，因而得出一个稳定的白矮星。若它的质量高于钱德拉塞卡极限，它就会收缩，而变成中子星、黑洞或理论上的夸克星。
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