천문학

Chandrasekar Limit가 Sun과 관련하여 표현되는 이유는 무엇입니까?

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1931 년 Chandrasekhar는 백색 왜성이 존재할 수없는 특정 임계 질량 (Chandrasekhar의 한계)이 있음을 보여줄 수있었습니다. 그 지점의 전자 유체는 아무리 압축해도 무게를 지탱할 수 없기 때문입니다.

그러한 별의 핵심은 단순히 안쪽으로 무너질 것입니다.

찬드라 세 카르 (Chandrasekhar)는 임계 질량이 태양의 1.4 배라고 밝혔다.

처음 들었을 때 완전히 혼란 스러웠습니다. 태양도 스타입니다. 태양은 결국 적색 거대 단계에 들어가고 결국 백색 왜성이 될 것입니다.

Chandrasekar는 Sun에 대한 한계를 어떻게 그리고 왜 표현 했습니까?


태양의 질량은 천문학에서 편의의 단위 일뿐입니다. 특히 태양의 질량과 광도는 우리가 정확하게 측정하기가 상대적으로 쉬우 며, 별에 대해 이야기 할 때 숫자가 너무 "천문학적"이되지 않는 편리한 척도를 제공합니다 (10 달러의 거듭 제곱이 너무 높으면 $ 쉽게 그림). 원하는 경우 관련 물리학에서 찬드라 세 카르 한계를 그램, 킬로그램 또는 슬러그 단위로 유도 할 수 있습니다. 관련 방정식 (Wikipedia 기사에서) : $$ M _ { mathrm {limit}} = frac { omega_3 ^ 0 sqrt {3 pi}} {2} left ( frac { hbar c} {G} right) ^ {3/2} frac {1} {( mu_e m_ mathrm {H}) ^ 2}, $$ 여기서 $ mu_e $는 전자 당 평균 분자량입니다 (항성 조성에 따라 다름). ), $ m_ mathrm {H} $는 수소의 질량이고 $ omega_3 ^ 0 $는 약 $ 2.018236 ldots $ 인 숫자 상수입니다.

Chandrasekhar 한계는 백색 왜성을 생성 할 물체가 아니라 최종 백색 왜성의 질량에 대한 한계라는 점에 유의해야합니다.


Subrahmanyan Chandrasekhar와 별의 진화

1910 년 10 월 19 일, 인도계 미국인 천체 물리학 자이자 노벨상 수상자 수 브라마 니안 찬드라 세 카르 태어났다. 그는 1983 년 노벨 물리학상을 윌리엄 알프레드 파울러 (William Alfred Fowler)와 함께 거대 별의 후기 진화 단계에 대한 현재 받아 들여진 이론으로 이끈 주요 발견으로 수상했습니다. 실제로 노벨 물리학상을 수상하는 것은 찬드라 세 카르의 가족에 속해야합니다. 그의 삼촌 찬드라 세 카라 벤 카타 라만 (Sir Chandrasekhara Venkata Raman)도 이미 1930 년에 노벨 물리학상을 수상했기 때문입니다. [4]

마음에 두려움이없고 머리가 높이 든 곳
지식이 무료 인 곳
진실의 깊이에서 말이 나오는 곳
지칠 줄 모르는 노력이 완벽을 향해 팔을 뻗는 곳
이성의 명확한 흐름이 죽은 습관의 황량한 사막 모래 속으로 길을 잃지 않은 곳
자유의 안식처로, 깨어 나게 해주세요.
(1983 년 노벨상 연회 연설에서 찬드라 세 카르가 인용 한 Rabindranath Tagore의시 Gitanjali에서 발췌) [5]

별은 어떻게 진화합니까?

찬드라 세 카르가 노벨상을받은 중요한 과학적 공헌은 우리 우주에 대한 다소 근본적인 주제에 관한 것입니다. 별은 어떻게 진화하고 별이 다소 거대 할 때, 즉 우리 태양보다 훨씬 더 거대 할 때 어떤 일이 발생합니까? 별이 후기 단계에서 어떻게 진화하는지는 질량에 달려 있다는 것을 알아야합니다. 그리고 이것은 Chandrasekhar가 생각 해낸 것입니다. 그는 전자와 원자핵으로 구성된 압력에 의해 중력에 대항 할 수있는 최대 질량이 있음을 보여주었습니다. 이 한계의 값은 우리 태양 질량의 약 1.44 배입니다. 이것은 그가 학생이었을 때 1930 년에 찬드라 세 카르에 의해 이미 파생되었습니다. 소위 찬드라 세 카르 한계 항성 진화를 이해하는 데 중요한 역할을합니다. 별의 질량이이 한계를 초과하면 별은 백색 왜성, 즉 대부분 전자 축퇴 물질로 구성된 항성 잔재가되지 않습니다. 그것은 자체 질량의 중력의 극심한 압력 하에서 계속 붕괴 될 것입니다. 당시 중요했던 천체 물리학 자 아서에 딩턴 (Arthur Eddington)은 이것을 그의 발견과 모순되는 것으로보고 과학적으로뿐만 아니라 개인적 차원에서도 찬드라 세 카르와 싸웠다. [11]

찬드라 세 카르 한계

찬드라 세 카르 한계의 공식화로 인해 중성자 별과 블랙홀이 발견되었습니다. 거의 모든 시간 동안 별은 안정적입니다. 즉, 내부 압력이 중력의 균형을 맞추기 때문에 붕괴되지 않습니다. 별의 내부 압력은 원자핵과 전자의 열 운동과 핵반응에 의해 생성 된 복사의 압력에서 비롯됩니다. 그러나 모든 별에 대해 핵 반응이 멈출 때가 올 것이며 이는 질량의 중력에 맞출 내부 압력이 없음을 의미합니다. 별의 질량에 따라 별의 마지막 단계는 백색 왜성, 중성자 별, 블랙홀의 세 가지가 가능하다는 것을 알고 있습니다.

Subrahmanyan Chandrasekhar & # 8211 배경

Subrahmanyan Chandrasekhar는 평생 동안 단순히 Chandra로 알려졌습니다. 1910 년 10 월 19 일에 인도 정부 감사 인 C Subrahmanyan Ayyar에서 태어 났으며 대가족에서 Northwest Railways와 Sitalaksmi Aiyar를 감사하는 일을 맡았습니다. 두 명의 누나, 세 명의 남동생, 네 명의 여동생이 있습니다. 그는 아버지를 따라 공무원으로 봉사해야했지만, 찬드라는 과학자가되고 싶었고 그의 어머니는 그에게이 길을 따르도록 격려했습니다. 실제로 그의 삼촌 Chandrasekhara Venkata Raman 경은 그에게 일종의 롤 모델이었고 Chandra는 Madras 대학의 Presidency College에서 공부했습니다. 1930 년 7 월, 찬드라는 케임브리지 대학교에서 대학원 과정을 추구하기 위해 인도 정부 장학금을 받았으며 그곳에서 트리니티 칼리지에 입학했습니다.

졸업과 Eddington 사건

캠브리지에서의 첫해에 찬드라는 이미 왕립 천문학 회의 월간 회의에 소개되었습니다. Max Born의 초청으로 그는 1931 년 여름 괴팅겐의 Born 연구소에서 보냈습니다. [6] Paul AM Dirac의 조언에 따라 [7] 그는 코펜하겐에있는 이론 물리학 연구소에서 대학원 과정의 마지막 1 년을 보냈고 Niels Bohr를 만났습니다. [8] 그는 4 개의 논문 중 논문으로 1933 년 박사 학위를 마쳤습니다. 회전하는 자기 중력 polytropes에 대해 그리고 1933-37 기간 동안 Trinity College에서 Prize Fellowship으로 선출되었습니다. 1935 년 런던 왕립 천문 학회에서 악명 높은 만남에서 Eddington은 찬드라 세 카르 한계의 개념을 공개적으로 조롱했습니다. Eddington은 나중에 컴퓨터와 1972 년 블랙홀의 첫 번째 긍정적 인 식별에 의해 틀린 것으로 판명되었지만,이 만남으로 Chandrasekhar는 영국 밖에서의 고용을 고려하게되었습니다. 나중에 여러 차례 찬드라 세 카르는에 딩턴의 행동이 부분적으로 인종적으로 동기를 부여 받았다는 견해를 표명했습니다.

이후의 삶

1937 년에 찬드라는 시카고 대학에 채용되어 1985 년에 명예가 될 때까지 전체 경력을 유지했습니다. 그는 종종 자신의 연구 결과를 & # 8220 별의 구조 연구 소개 & # 8221 (1939)와 같은 논문으로 발표했습니다. ), & # 8220Dynamics of stellar systems & # 8221 (1943), & # 8220Radiative transfer & # 8221 (1950), & # 8220Hydrodynamic stability & # 8221 (1961), & # 8220Ellipsoidal Figures of Equilibrium & # 8221 (1969) 또는 수학적 이론 블랙홀 (1983). 1983 년 그는 노벨 물리학상 & # 8220을 받았습니다.별의 구조와 진화에 관련된 물리적 과정에 대한 그의 이론적 연구를 위해& # 8220. 1999 년 NASA는 Chandrasekhar의 이름을 따서 네 개의 & # 8220Great Observatories & # 8221 중 세 번째로 선정했습니다. 1995 년에 그는 Newton & # 8217s Principia, 자세한 해설 & # 8211 & # 8220일반 독자를위한 뉴턴의 원리& # 8220. 시카고 대학의 찬드라 세 카르 (Chandrasekhar) 밑에서 수학을 공부 한 미국의 천문학 자이자 과학 커뮤니케이터 인 칼 세이건 (Carl Sagan)은 그의 책 중 하나에서 그를 칭찬했습니다. & # 8220나는 Subrahmanyan Chandrasekhar에서 진정한 수학적 우아함이 무엇인지 발견했습니다.

yovisto 학술 비디오 검색에서는 & # 8216에 대한 UC 버클리 천체 물리학 자 Alex Filippenko의 강의에서 별 진화의 후기 단계에 대해 자세히 알아볼 수 있습니다.폭발하는 별 & # 8211 천상의 불꽃 놀이‘.


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Chandrasekar Limit가 Sun과 관련하여 표현되는 이유는 무엇입니까? -천문학

NASA의 최고 X- 선 관측소는 고 인도계 미국인 노벨상 수상자 인 Subrahmanyan Chandrasekhar (발음 : su / bra / mon '/ yon chandra / say / kar)를 기리기 위해 찬드라 X 선 관측소로 명명되었습니다. 세계에 찬드라 (산스크리트어로 "달"또는 "발광"을 의미)로 알려진 그는 20 세기 최고의 천체 물리학 자 중 한 명으로 널리 알려져 있습니다.

찬드라는 1937 년에 인도에서 미국으로 이주하여 시카고 대학의 교수진에 합류하여 죽을 때까지 그 자리를 유지했습니다. 그와 그의 아내는 1953 년에 미국 시민이되었습니다.

인도 마드라스에있는 프 레지던시 칼리지와 영국 케임브리지 대학에서 물리학 자로 훈련받은 그는 물리학과 천문학 분야를 결합한 최초의 과학자 중 한 명입니다. 그의 경력 초기에 그는 백색 왜성의 질량에 대해 현재 Chandrasekhar 한계라고하는 상한선이 있음을 보여주었습니다. 백색 왜성은 태양과 같은 별 진화의 마지막 단계입니다. 태양과 같은 별의 중심에있는 핵 에너지 원이 고갈되면 붕괴하여 백색 왜성을 형성합니다. 이 발견은 태양보다 훨씬 더 무거운 별이 폭발하거나 블랙홀을 형성해야 함을 보여주기 때문에 현대 천체 물리학의 많은 부분에서 기본입니다.

찬드라는 50 명 이상의 학생들을 박사 과정으로 안내 한 인기있는 교사였습니다. 그의 연구는 이론적 천체 물리학의 거의 모든 분야를 탐구했으며, 그는 미술과 과학의 관계에 관한 한 권을 포함하여 각각 다른 주제를 다루는 10 권의 책을 출판했습니다. 19 년 동안 그는 Astrophysical Journal의 편집자로 일했으며이를 세계적인 출판물로 만들었습니다. 1983 년 찬드라는 별의 구조와 진화에 중요한 물리적 과정에 대한 이론적 연구로 노벨상을 수상했습니다.

노벨상 수상자 한스 베테 (Hans Bethe)에 따르면,``찬드라는 일류 천체 물리학 자이자 아름답고 따뜻한 인간이었습니다. 그를 알게되어 기쁩니다. '

"찬드라는 아마도 아인슈타인 이후 누구보다 우리 우주에 대해 더 오래 더 깊이 생각했을 것입니다."라고 영국의 마틴리스, 로열 천문학자가 말했다.


3. 수력 역학 및 수력 자성 안정성

1951 년 가을에 찬드라는 난류의 공식적인 발전에 가능한 한 멀리 갔다고 느끼기 시작했고 (이전에 설명했듯이 그는 주제로 돌아 갔지만) 유체 역학적 문제에 집중하기 시작했습니다. 수 자성 안정성. 그의 관심은 자기장에 의한 대류 불안정 억제 효과의 계산으로 시작되었습니다. 1960 년까지 다른시기에 그는이 주제에 대해 약 50 편의 실질적인 논문을 썼습니다. 보충 부록), 약 600 페이지의 조밀하게 쓰여진 자료를 다루고 있으며 모든 자료를 적절하게 요약하는 것은 불가능합니다. 다행히도이 주제에 대한 그의 기념비적 인 654 페이지의 책이 Oxford University Press (Chandrasekhar 1961)에 의해 출판되었고 저렴한 Dover 판을 포함하여 여러 번 재 인쇄 되었기 때문에 그렇게 할 필요가 없습니다. 이 기간 동안 Chandra는 Bill Reid, Paul Roberts, Norman Lebovitz, Russell Donnelly, Dave Fultz, Peter Vandervoort, Yoshinari Nakagawa, Eugene Parker 등 여러 떠오르는 스타들과 과학 통신을 계속했습니다. 그러나 적어도 나에게는이 서신이 난기류에 대한 서신만큼 그 사람에 대해 많이 드러내지 않으므로이 섹션에서는 주로 작업 자체에 중점을 둡니다.

그의 저서에서 Chandra는 회전이 있거나없는 열 대류, 중첩 된 자기장의 유무에 관계없이 Couette는 자기장의 유무에 관계없이 흐름 Rayleigh–Taylor (RT) 및 Kelvin-Helmholtz (KH) 불안정성 중력 평형 및 불안정성 열의 시작을 고려했습니다. 유체 구체 및 구형 쉘의 불안정성 및 제트, 실린더 및 중력 질량의 기타 기타 안정성 문제. 예를 들어, 수 자기 불안정성이라는 주제에서 그는 회전축의 중력과 자기장의 방향과 관련하여 가능한 모든 방향을 고려했습니다.

몇 가지 질문이 생깁니다.이 책에는 얼마나 많은 원본 작업이 포함되어 있습니까? 자료가 얼마나 잘 표현되어 있습니까? 본질적으로 유사한 도구를 사용하여 과다한 순열을 고려하게 된 이유는 무엇입니까? 책이 출판되었을 때 어떻게 받았으며, 출판 된 지 약 50 년이 지난 오늘날 유체 역학을 공부하는 학생들에게 어떤 내용이 포함되어 있습니까? 이 풍부한 주제의 어떤 측면을 포함하지 않았습니까? 이것들은 내가 지금 얽힌 방식으로 다루는 몇 가지 질문입니다.

책의 일부가 자신의 작업을 기반으로했지만 거의 모든 수치 작업이 책을 위해 다시 작성되었고 일정량의 새로운 자료가 작성되었으며 Boussinesq 근사, 와도 정리, Taylor와 같은 주제에 대한 설명이 생성되었습니다. –Proudman 정리, 토로 이달 및 폴 로이드 함수의 처리, 회전 시스템의 파동 전파. 따라서이 책은 유체 역학적 및 유체 자기 안정성의 많은 전형적인 문제를 처리하는 데 상당한 통합을 가져 왔습니다. 그가 분명한 이론가에게 찬드라는 엄격한 분석을 수치 계산과 통합하고 실험에 의존하는 것과 관련하여 속물임을 나타내지 않았습니다. 찬드라는 그의 책이“대칭과 패턴을 가진 특정한 논리적 구조”(Wali 2011, p. 46)를 소유하는 것을 목표로 삼았습니다.

L.N. 저명한 유체 역학자 인 Howard는 찬드라의 책에 대해 이렇게 말했습니다 (Howard 1962, p. 158) :

이 광범위하고 인상적인 작업은 안정성 이론의 여러 주제에 전념하고 있으며, 주로 저자가 개인적으로 그리고 그가 학생들의 작업에 제공 한지도와 영감을 통해 많은 공헌을 한 주제에서 선정되었습니다. 체계적이고 철저하며 대부분 권위가 있습니다.… 체계적인 이론적 처리, 많은 어려운 수치 계산 결과의 간결한 표현, 실험 결과에 대한 논의 및 광범위한 참고 문헌은이 책을 참고 용으로 매우 유용한 책으로 만듭니다. 모두가 도서관에서 원했고, 많은 사람들이 작업을 유체 역학적 또는 유체 자기 적 안정성과 관련이있는 사람들에게 원했습니다.

찬드라의 책의 종합 성은 다른 평론가에 의해 다음과 같은 반응을 이끌어 냈습니다 (Gillis 1962, p. 58).

응용 수학자들이 연구를 발표하기 전에 Rayleigh가 아직 수행하지 않았는지 여부를 확인하는 것이 신중할 것이라는 점이 이제 분명해진 지 적어도 반세기가되었습니다. 이 규칙을 "Rayleigh 또는 Chandrasekhar"로 수정해야 할 때가되었습니다. 그의 다방면 작업의 한 면만을 대표하는 후자의 최신 책은 문제와 방법에 대한 텍스트, 결과에 대한 참고 작업, 저자의 과학적 힘과 박식에 대한 기념비로 오랫동안 서있을 것입니다.

찬드라가 30 년 넘게 매우 활동적이었고 그의“다방면 작업”에 대한이 성명서가 만들어진 후 몇 가지 더 많은 영역을 다루었다는 것을 기억하는 것이 좋습니다. 어떤 의미에서 찬드라의 책은 다양한 문제에 대한 선형 안정성에 대한 장을 마감했으며, 수치 작업에 훨씬 더 많이 의존하는 비선형 안정성에 대한 추가 작업이 시작되었습니다.

안정성에 대한 찬드라의 작업은 그의 원래 공헌과 그가“단순히”확장하고 더 우아하게 다시 캐스팅 한 공헌으로 유용하게 분리 될 수 있습니다. 과학에서 문제의 우아한 재구성은 그 자체로 더 중요한 발전을 가져오고 많은 사람들이 알려진 이전 작업에 대한 찬드라의 공식적인 개발에서 새로운 통찰력을 발견했기 때문에 "단순히"주위에 인용을 넣었습니다 (아래 주석 참조). 찬드라가 자기장과 회전이 다양한 구성에서 유동 안정성에 미치는 영향에 대한 연구를 형성 한 것은 분명합니다.

3.1. 회전 대류 및 자기 대류

열 대류의 표준 문제인 소위 Rayleigh–Bénard 안정성은 중력에 대한 일정한 온도 구배로 유지되는 두 개의 밀접하게 이격 된 수 평판 사이에 일정한 밀도의 유체 층의 진화와 대류를 유도하는 부력은 다음과 같습니다. 열팽창 계수에 의해 제공됩니다. 찬드라는 그의 책의 초기 부분에서이 문제를 아름답게 설명했습니다. 당연히 그는 회전과 자기장이 모두 중요하고 중력, 회전축, 자기장의 방향이 모두 다른 방향에있을 수있는 천체 물리학에서 유체 역학을 배우게 되었기 때문에 Chandra는 그의 책의 처음 8 장을 썼습니다. , 크기의 절반 미만을 차지하며 다음 제목과 부제에 설명 된 다양한 문제에 대해 설명합니다. 아래에서 가열 된 유체 층의 열 불안정성, 회전 효과, 자기장 효과, 결합 회전과 자기장의 영향, 자기장과 중력이 서로 다른 방향으로 작용하는 경우, 경직과 자유 경계의 조합 등. 찬드라가 자신의 부분에 대한 특별한 식별이 부족하다고 생각한 다양한 문제를 혼동해서는 안됩니다. 그는 초기 작업의 대부분의 주요 측면을 재 작업했습니다.

회전과 자기장은 모두 대류를 억제하지만 (즉, 임계 파수와 회전 및 부과 된 전계 강도와 함께 임계 레일리 수는 증가합니다) 물리적 인 이유가 다릅니다. 보이지 않는 흐름은 회전 시스템의 모든 슬로우 모션이 2 차원이고 뒤집히는 경향에 저항하는 Taylor–Proudman 정리로 인해 대류 불안정성에 대해 안정적입니다. 상세한 계산에 따르면 대류의 불안정성은 진동 운동이있는 과잉 안정성으로 나타나고 대류 시스템은 작은 프란 틀 수에서는 과도하게 안정적이지만 큰 프란 틀 수에서는 불안정합니다. 자기장에서 Taylor–Proudman의 정리와 유사한 효과는 없습니다. 그러나 Chandra가 설명했듯이 수직 자기장이 유체 층을 본질적으로 Taylor–Proudman 상태로 구동하기 때문에 대류가 억제됩니다. 점성력에 대한 인상 된 장 (중력을 따르는 구성 요소 만 해당)에 의해 생성 된 로렌츠 힘의 상대적인 크기는 현재 찬드라 세 카르 수로 알려진 값으로 표현됩니다. , 주어진

어디 감명받은 자기장 강도, H대류 장치의 플레이트 사이의 높이, μ영형 는 투자율, ρ는 유체 밀도, ν는 동점도, λ는 자기 확산도입니다. (Hartmann 번호, 2는 J. Hartmann의 이름을 따서 명명되었으며, 1937 년의 연구는 분명히 Chandra보다 앞섰습니다.) 후속 이론적 예측 (Chandrasekhar 1952a, 1954)은 시카고 동료 인 D. Fultz와 Y. Nakagawa (및 그들의 협력자)에 의해 실험적으로 검증되었습니다.

3.2. Couette 흐름

Couette 흐름의 고전적인 예인 동심원 실린더 사이의 흐름은 Taylor (1923)에 의해 실험적으로 이론적으로 연구되었습니다. 그 논문을 다시 읽어 보면, Taylor가 작업의 중요성을 얼마나 정확하게 이해했는지, 그리고 그 점에서 95 년이 지난 지금까지도 훨씬 더 잘할 수 없다는 사실에 놀랐습니다. 하나는 Taylor가 6 차 미분 방정식을 풀 때 사용한 엄청나게 복잡한 대수에 의해 충격을 받았습니다. 찬드라는 1951 년 겨울 버클리에서 테일러를 만났는데, 이는 테일러-쿠 에트 흐름에 대해 생각하게 만들었을 것입니다. 찬드라의 공헌은 테일러 (1923) 이후 그의 자전적 발언 (Wali 2011)에서 개발 된 안정성 기계를 문제에 가져 오는 것이었고, 작업을 완료하는 데 약 2 년이 걸린 것이 분명합니다. VII 장은 그 결과입니다.

찬드라의 기여에는 두 가지 새로운 부분이 있습니다. 첫째, 그는 예를 들어 축 방향 압력 구배를 가진 Couette 흐름의보다 일반적인 사례 (예 : Chandrasekhar 1953 참조)를 고려했습니다 (VIII 장). 회전 유동에 대한 축류의 중첩은 예를 들어 새로운 요소를 도입합니다. 예를 들어 임계 Taylor 수는 축류의 Reynolds 수에 따라 증가합니다. 이는 Donnelly & amp Fultz (1960)의 실험에서 검증 된 예측입니다. 둘째, 찬드라는 자기장이 부과 된 상태에서 전도성 유체를 포함하는 Couette 흐름의 안정성을 고려했습니다 (축 방향, 방위각 방향 및 점도 유무에 관계없이) (IX 장). 자기장 선은 흐름을 안정시키는 경향이 있지만 세부적인 효과는 각 경우마다 다르므로 실제로 Chandrasekhar (1961)와상의해야합니다. Donnelly & amp Ozima (1960)의 수은 실험과의 비교를 통해 Chandra는“이 실험은 이론적 예측의 광범위한 측면을 충분히 확증한다”(Chandrasekhar 1961, p. 426)라는 결론을 내 렸습니다.

3.3. 레일리-테일러 불안정

RT 불안정성 (X 장)은 더 무거운 밀도의 유체 층이 더 낮은 밀도의 유체 층으로 가속 될 때 발생합니다. 이러한 불안정성은 Type II 초신성과 같은 천체 물리학 적 맥락에서 중요하며, 이는 관성 융합에서 혼합 계면을 변형시키는 것과 동일한 불안정성입니다. 찬드라는 자신이 그러한 응용 프로그램에 의해 주도되었다고 말하지 않았고, 그는 표면 장력 효과도 포함 할 수 있다는 것을 발견 한 수직 및 수평 자기장의 효과에 대한 해결책을 전혀 제시하지 않았습니다. 다시 말하지만, 자기 장력이 불안정성을 억제 할 것으로 예상 할 수 있습니다. 수 직장의 효과는 본질적으로 단파장을 가장 과감하게 억제하는 표면 장력 효과와 유사하므로 비자 성 경우와 달리 성장률은 파장 감소에 제한없이 증가하지 않고 큰 파장은 영향을받지 않습니다.

3.4. Kelvin–Helmholtz 불안정성과 책의 나머지 부분

많은 천체 물리학 적 흐름에서 (예를 들어, RT 불안정성이 시작된 직후) 서로 다른 밀도의 유체가 서로를지나 흐를 것입니다. 이것은 KH 불안정성이 설정 될 때입니다 (유체 층이 정지 할 때 설정되는 RT 불안정성과 달리 ). 찬드라는 자기장의 효과를 다시 한 번 흐름에 평행하고 수직으로 연구했습니다 (XI 장). 결과는 RT 사례와 유사합니다. 자기장 선의 장력은 불안정성을 억제하므로 비자 성 사례와 달리 두 흐름 사이의 상대 속도가 불안정성이 설정되기 전에 Alfvén 속도를 초과해야합니다. (Alfvén 파 균형 이온 질량 밀도에 의해 제공되는 관성과 자기 장력의 복원 효과.)

지금은 별다른 언급없이 책의 마지막 세 장을 언급합니다. 제트와 실린더의 안정성에 관한 제 12 장에는 열핵 상황에서 관심있는 핀치 문제를 처리하는 방법이 포함되어 있습니다 (섹션 끝의 핀치 문제에 대한 간략한 언급도 참조). 4) 중력 평형과 안정성에 관한 제 13 장은 우주 문제에 큰 관심을 가지고 있으며, 마지막으로 제 14 장은 안정성 문제의 일반적인 변형 공식에 관한 것입니다.

오늘날이 책에 대한 냉정한 견해를 가지고 보면 두 가지 큰 장점이있는 것 같습니다. 첫째, 과장된 것처럼, 고전적인 유체 역학의 선형 안정성과 유체 자성 안정성에 대한 모든 관심이 책에서 찾을 수 있습니다. 안정성에 대한 많은 문제가 동일한 스타일과 동일한 기술을 사용하여 논의되므로 안정성의 새로운 학생이 기술을 한 번 습득하면 다른 모든 문제에 쉽게 진입 할 수 있습니다 (기이 한 용어에도 불구하고). Gillis (1962)가 지적한 바와 같이, 오늘날의 현대 컴퓨팅 파워는 책에서 논의 된 특정 MHD 문제를 더 높은 수준의 정교함으로 끌어 올리는 데 사용될 수 있습니다. 그러나 점성 전단 유동의 안정성 문제는 Lin (1955)의 책이 방금 다루었 기 때문에 설계 상 배제되었다는 점을 추가해야합니다. 제외 된 다른 문제는 아마도 천체 물리학 적 맥락이 배경에 너무 강하게 숨어 있었기 때문에 내부 중력파, baroclinic 불안정성 및 Rossby 파와 같은 대기 현상입니다. 이러한 누락은 엔지니어와 대기 과학자들에게 덜 관심을 끌었습니다.

찬드라가 그의 이론이 적용되는 맥락에 대해 추측하는 데 많은 시간을 할애하지 않았다는 점도 지적되어야한다. 그것은 단순히 그의 스타일이 아닙니다. 극단적 인 예를 들어, 그는 Couette가 반경의 실린더 사이에 포함 된 회전축을 따라 자기장과 함께 흐른다는 것을 보여주었습니다. 아르 자형1아르 자형2& gt아르 자형1 Ω의 각속도로 회전1 및 Ω2는 각각 다음과 같은 경우 불안정합니다. 아르 자형 2 2Ω2& lt아르 자형 2 1Ω1. 그는 표면적 인 이유없이 분석을했습니다. 그러나 그 결과는 자기장이 유체 시스템 만 안정화시킬 것이라고 생각했기 때문에 중요합니다. Velikhov (1959)가 독립적으로 동일한 결과를 얻었음에도 불구하고 Balbus & amp Hawley (1991)는 현재 MRI (magneticorotational instability)로 알려진이 불안정성이 천체 물리학 연구의 주제로서 부착의 맥락에서 발생한다는 것을 입증했습니다. 그들은 부착 디스크에서 MRI를 필요로하는 다른 대규모 유체 흐름에서와 같이 너무 약하기 때문에 부착이 분자 점도만으로는 설명 될 수 없음을 명확히했습니다. 더 많은 논의를 위해 독자들은 Brandenburg (2011)를 참조합니다.

이 책의 전형적인 독자는 여가와 조용함으로 쓰여진 유동적 역 동성 및 천체 물리학 적 관련성에 대한 많은 안정성 문제에 대한 마스터리 설명으로 볼 수 있습니다. 그러나 찬드라의 자서전 발언 (Wali 2011 참조)을 보면 그가 운영하는 엄청난 압력이 있음을 알 수 있습니다. 그는 출판사에게 원고를 전달하기 위해 1960 년 봄 마감일을 약속했고 그것을 맞추기 위해 시간을두고 경쟁했습니다. 몇 가지 선택된 인용문은 마감일 3 주 전의 열광을 설명 할 수 있습니다 (Wali 2011, pp. 50–52) :

이제 3 주 밖에 남지 않았습니다. 챕터 XIII을 극도의 압력으로 시작하면서 저는 virial 정리가 텐서 형식으로 공식화되어야한다는 것을 깨달았습니다. 기존의 치료법은 허점이 많았고 상당히 불만족 스러웠습니다. 저는 완전히 새로운 접근 방식을 개발했습니다. 모든 수치를 정리해야했습니다.이 모든 작업이 끝났을 때 너무 피곤해서 미국 수학 협회에 초대 된 강연을하기 위해 뉴욕으로 가기로 결정했습니다. 뉴욕에서 돌아와서 주말과 월요일은 불완전했던 책의 여러 부분에 보냈습니다. 드디어 화요일 아침에 제 14 장을 시작했습니다. 사실 저는 제 14 장에 대한 생각을 포기할 것이라고 생각했습니다. 나는 이것이 Donna [Chandra의 비서]를 실망시킬 것이라는 것을 알았기에 어쨌든 챕터를 시작하기로 결정했습니다. 이론은 수요일 늦은 저녁까지 완전히 해결되었고 잠자리에 들기 전에 첫 번째 초안을 작성했습니다. 목요일 아침 일찍 두 번째 드래프트를 시작했습니다. 정오까지 나는 초안. (이때까지 나는 계속 메스꺼움에 시달렸다.)… 드디어 오후 9시 30 분에 완성되었다. 나는 그 당시 Donna에게 전화를 걸어 마지막 장을 입력하기 시작했습니다. 금요일의 대부분은 공식을 작성하는 것으로 채워졌습니다. 토요일 아침 일찍 Norman Lebovitz는 우리를 O'Hare로 데려갔습니다. 다음 날인 4 월 24 일 런던에서 원고는 Clarendon Press의 Mr. Wood에게 넘겨졌습니다.

(Chandra는 1961 년 가을 인도에서 4 개월 동안 "휴식"을했지만 다양한 학술 및 연구 기관에서 약 70 개의 강의를 제공했습니다.)

찬드라의 논문 리뷰로 돌아가서 Howard (1962)는이 책에 몇 가지 오해의 소지가있는 진술 (“호머도 고개를 끄덕인다”라고 152쪽에 말함)이 포함되어 있으며 두 가지 예를 들었습니다. 첫 번째는 Taylor-의 미묘한 해석에 대한 것입니다. 열 및 자기 대류의 Proudman 정리 (기본적으로 위에서 Chandra의 해석을 설명했습니다)와 Couette 흐름의 불안정성에 대한 Rayleigh의 기준 해석에 대한 두 번째 정리입니다. 이후 판에서 찬드라의 수정이 하워드의 제안을 고려하지 않은 것은 흥미 롭습니다. 그의 비판에도 불구하고 하워드는 그의 리뷰의 관대함이 의심의 여지가 없음을 확인했습니다. "이러한 비판은 작업의 극히 일부에만 적용되며이 책 전체가 가장 가치있는 공헌이라는 결론에 결코 영향을 미치지 않습니다." (160 쪽).


Chandrasekhar & # x27s 한도는 무엇입니까?

Chandrasekhar 질량이라고도 불리는 Chandrasekhar 한계는 백색 왜성 내의 "전자 축퇴 압력"이 더 이상 별 자체의 중력 균형을 맞추지 못하는 지점입니다.

백색 왜성의 가능한 질량에 대한 상한선을 설정합니다.

백색 왜성의 중력이 주변 별에서 물질을 끌어내어 백색 왜성에 추가하고 질량을 증가 시키면 찬드라 세 카르 질량 (우리 태양 질량의 약 1.4 배)에 도달하여이를 능가 할 수 있습니다.

전자 축퇴 압력과 중력 사이의 균형이 끝나면 중력은 빠르게 백색 왜성을 붕괴시키고 그 결과 압력과 밀도는 격렬한 외부 폭발을 일으켜 백색 왜성을 파괴합니다. 천문학에서 이것은 Ia 형 초신성으로 알려져 있습니다.

Chandrasekhar 한계를 훨씬 초과하는 질량에서 발생하는 것으로 여겨지는 소수의 Ia 형 초신성 (초신성 "2007if"가 두 번째로 알려진 초신성)이있었습니다. 일반적인 이론은이 경우 두 개의 백색 왜성이 충돌하여 한계를 갑작스럽게 초과했다는 것입니다.


Chandrasekar Limit가 Sun과 관련하여 표현되는 이유는 무엇입니까? -천문학

나는 이것을 조금 전에 발견했고 잠시 동안 그것에 대해 게시 할 생각이었습니다. 우리 천체 화학자들이 사실상 다른 모든 화학자들의 기준에 비정형적인 또 다른 이유

천문학 자의 주기율표. 사실상 이것이 저와 같은 사람들이 함께 일해야하는 것입니다. 하나의 요소가 얼마나 풍부한지는 흰색 사각형의 크기로 표시됩니다. 결합 된 다른 모든 요소는이 이미지의 단일 픽셀 안에 들어갈 수 있으며 여유 공간이있을 수 있습니다.

꽤 놀랍죠? 인, 칼슘, 나트륨과 같은 우리 생명체의 필수 구성 요소 인 몇 가지 훌륭한 요소는 거대한 규모에서 매우 드뭅니다. 사실 너무나 드물기 때문에 우리가 존재하기에 충분한 양의 철과 규산염 (지구와 같은)을 중력 적으로 퍼 올리려면 거대한 철과 규산염이 필요합니다.

이것이 우리가 성간 공간에서 더 펑키 한 화학 물질에 대한 천체 화학 검색을하지 않는 이유이기도합니다. 포스 핀, 보란 및 산화 우라늄과 같은 것들은 아마도 성간 매질에 모두 존재할 것입니다. 그들이하지 말아야 할 합당한 이유가 없습니다. 문제는 우리가 결코 그들을 감지 할 수 없을 정도로 그것들이 너무 적다는 것입니다!

따라서 우리는 실제로 찾을 수있는 요소로 제한합니다. 덧붙여서, 그 이미지를 보면 우주에서 가장 흔한 분자가 왜 H인지 쉽게 알 수 있습니다.2, CO 및 H2영형!


Subrahmanyan Chandrasekhar : 스텔라 물리학과 스텔라 그레이스의 남자

8 월 21 일은 별 연구에 지속적인 공헌을 한 저명한 천체 물리학자인 Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995)의 23 번째 사망 기념일이었습니다. 그는 천문학과 천체 물리학 분야에서 주로 Chandrasekhar 한계로 알려져 있는데, 이는 죽어가는 특정 별이 백색 왜성 또는 블랙홀이 될지를 결정하는 값입니다.

찬드라 세 카르는 20 대에이 문턱을 발견했으며 40 년 후인 1983 년에 노벨 물리학상을 수상하는 데 중요한 역할을했습니다. 그가이 상을 받았을 때 그는 세 번째로 천문학 자 또는 천체 물리학 자였습니다. 그때까지 이론 물리학 자들의 보호 구역이었다.

천문학 계에서 찬드라가 내세웠던 유체 역학 이론의 기초를 몰라도 항성 물리학의 전문 천문학자는 시험에 합격하거나 과학 논문을 쓰거나 강연을 할 수 없습니다. NASA가 그의 이름을 따서 주력 우주 관측소 중 하나를 지명하게 한 것은 바로이 고유 한 유산이었습니다. 찬드라 엑스레이 망원경은 1999 년에 출시되었으며 이후 18 년 동안 활발하게 데이터를 기록하고 있습니다.

국제 천문 연맹 (International Astronomical Union)은 1958 년 찬드라라는 소행성 이름을 따서 명명했습니다. 이 소행성의 반경은 약 17km이고 궤도주기 (태양 주위)는 약 5.5 년입니다.

과학자로서 Chandrasekhar는 Niels Bohr, Paul A.M. Dirac, Max Born, Arnold Sommerfeld, E.A. Milne, R.H. Fowler, Arthur Eddington 및 기타. 그의 관계는 대부분 따뜻한 관계 였지만 그와 Eddington 사이의 가시적 인 관계였습니다. 1935 년 1 월 Eddington은 런던에서 열린 왕립 천문 학회 회의에서 찬드라 세 카르를 공개적으로 조롱하고 비웃었습니다.

Eddington은 당시 천문학의 우뚝 솟은 성격이었으며 별과 내면의 삶에 관해서는 거의 다른 과학자가 Eddington의 아이디어와 충돌하기를 원하지 않았습니다. 영국인은 알버트 아인슈타인을 친구들 중 하나로 꼽았으며 복잡한 일반 상대성 이론에 능통했던 20 세기 초 물리학 자 중 한 명이었습니다. 당연히 Chandrasekhar는 이러한 경험으로 인해 산산조각이 나고 나중에 Eddington이 같은 방식으로 취급했기 때문에 자신의 작품을 과소 평가해야했습니다. 한때 찬드라 세 카르는 별에 관한 그의 이론이 과학계에서 더 널리 받아 들여질 지에 대한 의심을 품고 자신의 경력을 구하기 위해 영국을 떠나는 것을 고려했습니다. 1937 년에 그는 시카고 대학교로 떠나 평생 그곳에서 일했습니다.

동시에 Chandrasekhar는 Eddington에 대한 그의 관심도 잃지 않았습니다. 그는 1983 년에 자신을 기리는 책을 썼습니다. Eddington : 당대 최고의 천체 물리학 자. 그는 사소한 개인적 차이를 제쳐두고 Eddington의 지적 능력을 축하하고 존중하는 것을 기뻐했습니다. 이 신사적인 특성은 오늘날까지 학계에서 이야기되고 있습니다.

그럼에도 불구하고 Eddington이 그를 대했던 쓴맛은 그의 삶에서 찬드라 세 카르에 깊은 영향을 받았고, 그 결과 일반적으로 젊은 학생들과 젊은 과학자들에게 매우 친절했던 것으로 여겨집니다. 그는 세계 각지에서 온 박사 과정 학생들을 감독하는 데 큰 관심을 보였으며 이론 물리학의 다양한 측면에 대한 과학 논문을 공동 집필했습니다. 1940 년대에 그가 Yerkes 천문대에있을 때, 그는 매주 400km 이상을 운전하여 시카고 대학교로 이동하여 단 두 명의 학생 (이청 다오와 양 첸닝)에게 물리학 과정을 가르쳤습니다. 찬드라 세 카르 이전에 노벨 물리학상. 그는 몇 시간의 세심한 준비 끝에 매우 체계적인 강의를하는 것으로 알려져 있습니다.

그는 또한 가장 오래 봉사 한 편집자 (1952-1971)였습니다. 천체 물리학 저널. 그는 저널의 표현 버전을 론칭하는 데 매우 중요한 역할을했습니다. 천체 물리학 저널 편지, 빠른 출판을 위해 두 타이틀은 그의 리더십 이후 매우 존경받는 플랫폼으로 성장했습니다.

마지막으로 Chandrasekhar는 아마도 그의 시대에 가장 장식 된 과학자 중 한 명이었을 것입니다. 그는 1944 년 왕립 학회 회원으로 선출되었고 1953 년 왕립 천문 학회 금메달을 수상했습니다. 미국 정부는 1966 년 그에게 국립 과학 메달을 수여했습니다. 인도 정부는 1968 년 그에게 Padma Vibhushan을 수여했습니다.

Jawaharlal Nehru 시대에 Chandrasekhar는 1962 년 (연구소 창립 이사 인 Alladi Ramakrishnan의 초청으로) 마드라스에 수리 과학 연구소를 설립하고 첫 번째 학생들에게 취임사를 전달한 저명한 인물이었습니다. 그는 또한 그곳에서 명예 교수로 임명되었습니다.

전체적으로 천체 물리학의 역사는 그를 지적으로 사회적으로 뛰어난 자질을 가진 사람으로 기억합니다. 그의 책, 진실과 아름다움 : 과학의 미학과 동기 (1987)은 과학, 예술 및 철학의 아이디어를 결합한 가장 훌륭한 책 중 하나로 간주되지만 그는 아무도 놀라지 않았습니다. 그가 아니라면 누가? Carl Sagan이 한때 말했듯이, "나는 Subrahmanyan Chandrasekhar에서 진정한 수학적 우아함이 무엇인지 발견했습니다."

Aswin Sekhar는 노르웨이 오슬로 대학의 인도 천체 물리학 자입니다.


답변 및 답변

David Alles의 인용문

Alles 사진에 수정이나 설명이 필요한 경우 동일하게 게시하십시오! 폭발하는 동안 별 질량의 어느 부분이 융합되는지에 대한 모호성이 있습니다. 그의 에세이 13 페이지입니다.

Ia 형 이중성 및 초신성의 진화

하늘에있는 별의 거의 절반은 이중 또는 다중입니다. 두 별이 서로 가까이 있으면 서로에게 극적인 영향을 미칠 수 있습니다. 두 별 중 더 거대할수록 더 빨리 진화하고 적색 거성이 될 때 중력이 외부 대기를 동반하는 별쪽으로 끌어 당길 정도로 커질 수 있습니다. 물질의 이동은 두 별의 특성에 따라 모든 종류의 흥미롭고 흥미로운 효과로 이어질 수 있습니다.
동료들에게 대기권을 잃은 별은 행성상 성운의 중심에있는 백색 왜성과 동일합니다. 그보다 덜 무거운 동반 별은 획득 한 추가 질량의 도움을 받아 결국 적색 거성이되고 물질을 백색 왜성 동반자에게 다시 옮기기 시작합니다. 이것은
찬드라 세 카르 한계로 알려진 태양 질량의 1.4 배의 임계 한계를 넘어 질량을 증가시키는 효과. 이런 일이 발생하면 탄소-산소 코어가 갑자기 폭발하여 핵융합에 의해 질량의 절반이 크롬, 망간, 철, 코발트 및 니켈과 같은 원소로 전환됩니다. 이것을 Type Ia 초신성이라고합니다. 그들은 매우 밝고 항상 같은 양의 에너지를 방출하면서 폭발한다고 생각하기 때문에 표준 밝기 광원으로 사용됩니다. 우주의 팽창이 가속화되고 있다는 최근 발견은 5 억 은하계에서이 초신성을 관찰함으로써 이루어졌습니다.
광년 떨어져 있습니다. Ia 형 초신성은 또한 철 및 기타 중원 소의 주요 공급원입니다.

자연 단위의 초신성 생산량

교과서 및 기타 커리큘럼 자료에서 사용할 수있는 자연 단위를 탐색 중입니다.

이 경우 나는 우리가 태양 93E44까지의 거리와 지구의 궤도 속도 E-4를 알고 있다고 가정합니다.
그래서 태양의 질량은 RV 2 = 93E36과 찬드라 세 카르 질량으로 주어집니다.
1.4 태양이기 때문에 1.3E38입니다.

(우리는 다른 맥락에서 1.3E38이 자연 단위로 표현 된 질량 한계에 맞다는 것을 알고 있습니다.)

Iron-56의 원자 질량 55.935를 간단히 살펴보면 탄소에서 철로 이동하면 질량의 약 0.1 %가 에너지로 방출된다는 것을 알 수 있습니다.

스타 퓨즈의 절반을 가정하면 간단히 다음과 같이 수율을 얻습니다.
1.3E38에 0.05 %를 곱하여 6.5E34 에너지 단위를 얻습니다.

이것은 실제로 줄 단위의 수율을 얻는 더 나은 방법을 제공합니다
(미터 단위로 제한되는 계산보다 빠름) 플랑크 에너지는 2 기가 줄로 알려져 있기 때문입니다.

따라서 6.5E34의 에너지 방출은 다음과 같이 쉽게 변환됩니다.
13E34 Gigajoules, 애초에 미터법으로 원한다고 가정합니다.

marcus가 처음 게시했습니다.
Alles 사진에 수정이나 설명이 필요한 경우 동일하게 게시하십시오! 폭발하는 동안 별 질량의 어느 부분이 융합되는지에 대한 모호성이 있습니다. 그의 에세이 13 페이지입니다.

Ia 형 이중성 및 초신성의 진화

하늘에있는 별의 거의 절반은 이중 또는 다중입니다. 두 별이 서로 가까이 있으면 서로에게 극적인 영향을 미칠 수 있습니다. 두 별 중 더 거대할수록 더 빨리 진화하고 적색 거성이 될 때 중력이 외부 대기를 동반하는 별쪽으로 끌어 당길 정도로 커질 수 있습니다. 물질의 이동은 두 별의 특성에 따라 모든 종류의 흥미롭고 흥미로운 효과로 이어질 수 있습니다.
동료들에게 대기권을 잃은 별은 행성상 성운의 중심에있는 백색 왜성과 동일합니다. 그보다 덜 무거운 동반 별은 획득 한 추가 질량의 도움을 받아 결국 적색 거성이되고 물질을 백색 왜성 동반자에게 다시 옮기기 시작합니다. 이것은
찬드라 세 카르 한계로 알려진 태양 질량의 1.4 배의 임계 한계를 넘어 질량을 증가시키는 효과. 이런 일이 발생하면 탄소-산소 코어가 갑자기 폭발하여 핵융합에 의해 질량의 절반이 크롬, 망간, 철, 코발트 및 니켈과 같은 원소로 전환됩니다. 이것을 Type Ia 초신성이라고합니다. 그들은 매우 밝고 항상 같은 양의 에너지를 방출하면서 폭발한다고 생각하기 때문에 표준 밝기 광원으로 사용됩니다. 우주의 팽창이 가속화되고 있다는 최근 발견은 5 억 은하계에서이 초신성을 관찰함으로써 이루어졌습니다.
광년 떨어져 있습니다. Ia 형 초신성은 또한 철 및 기타 중원 소의 주요 공급원입니다.

이 스레드의 요점을 잘 모르겠습니다. 당신은 큰 소리로 생각하고 있습니까, 아니면 특정한 것을 찾고 있습니까?

어느 쪽이든, 나는 한 두 가지 점을 "명확하게"해야만한다고 느낍니다. 항상 지나치게 단순화됩니다. 나는 작가 (및 웹 사이트)가 평신도를 위해 "기본"또는 그 이상을 유지하기 위해이 작업을 수행하기를 바랍니다. Alles의 정보는 흥미로 웠지만 다시 & quot찬드라 세 카르 한계, 우리 모두가 그 숫자를 알고 있다고 가정하거나 모두 1.44 태양 질량 (M에스) 우리는 학교에서 많이 읽고 배웠습니다 ..

찬드라 세 카르는 1.44M을 계산했습니다.에스 우리 태양과 같은 작은 별을 염두에 두는 것을 제한합니다. 그 중핵에서 대부분의 수소를 태우고 질량이 부풀어 나 가면서 He를 태 웠습니다. 그러한 별은 He보다 무거운 원소의 핵을 만들기에 충분한 질량 (= 중력)을 갖지 못했을 것입니다. 그래서 핵은 단순히 백색 왜성으로 남아 있었고 더 이상 핵 반응이 일어나지 않았습니다. 만약 He 코어는 1.44M 이상에스, 중력은 전자 축퇴 압력을 극복하고 왜성은 더 압축 된 상태로 붕괴 될 것입니다. 그렇기 때문에 한도, 1.44M 이하에스 화이트 드워프를 유지하기 위해. 그러나, 이것은 헬륨 코어 전용입니다. 찬드라 세 카르는 또한 다른 "한계"를 계산했고 나중에 다른 많은 물리학 자들에 의해 확인되었습니다. 예를 들어 별에 코어, 한계는 1.79M에스, 1.44가 아닙니다. 찬드라 세 카르는 또한 3.2M의 별 / 물질에 대한 상한을 계산했습니다.에스 그 위에 어떤 물체 (Neutron Star)도 블랙홀을 더 무너 뜨릴 것입니다.

따라서 요점은 물질 축적에 대해 서로 다른 "찬드라 세 카르 한계"가 있다는 것입니다. 각각은 지옥이 무엇이든간에 구성에 따라 다릅니다. 종종 & quot물질을 축적하고 "Chandrasekhar 한계"를 초과하는 백색 왜성은 Ia 형 초신성으로 폭발합니다.& quot. 그 진술은 약 95 %입니다 총 침대!

당신 (누구나)의 목표가 초신성의 에너지 출력을 계산하는 것이라면, 처음에 초신성을 일으키는 데 필요한 화학적 조건을 알아야하며 폭발 / 융합 과정에 관련된 물질의 질량이 필요합니다. 그것은 우리가 만든 "무거운 요소"를 만듭니다. 이 논의의 주제 인 Type Ia 초신성은 초기 구성이 주로 탄소와 산소 인 백색 왜성에서만 발생할 수 있다고 1956 년에 계산되었습니다. 또한 탄소-산소 코어에 대한 찬드라 세 카르 한계 1.44 M이 아닙니다.에스, 1.39M입니다.에스.

또한 형성되는 대부분의 백색 왜성은 정확한 화학 조성을 가지고 있지 않거나 정확한 비율로 초신성으로 이동합니다. Type Ia는 모든 백색 왜성에게 매우 드문 종말입니다. 그들 중 대부분은 차갑게하지 않거나, 만약에 물질이 들어 오면 일반적으로 a라고 알려진 표면 핵 반응에서 발화합니다. 신성, 초신성이 아닙니다.

현재 Ia 형 초신성과 관련하여 물리학이 직면하는 가장 일반적인 문제 (질문)는 탄소-산소 "핵심"이 탄소 폭연 (연소)으로 알려진 폭발 또는 전파 여부입니다. Ia 형 초신성이 "표준 양초"로 사용되는 에너지 출력은 모두 눈에 띄는 EM 스펙트럼의 일부입니다. 중성미자를 통해 훨씬 더 큰 에너지 출력에 대한 논쟁은 여전히 ​​남아 있습니다.


찬드라 세 카르-에 딩턴 분쟁

천문학과 수학은 항상 밀접한 관계를 가지고 있습니다. 종종 하나는 다른 하나의 발전에 영향을 미쳤습니다. 그러나 때때로 수학적 결과와 천문학적 직관의 불일치가 논란을 일으킬 수 있습니다. 다음은 그러한 경우입니다.

1930 년, 인도 물리학 학생 Subrahmanyan Chandrasekhar는 인도 마드라스에있는 프 레지던시 칼리지를 졸업 한 후 캠브리지 대학교에서 학업을 계속할 수있는 장학금을 받았습니다. 배를 타고 영국으로의 긴 여행에서 그는 백색 왜성에 관한 몇 가지 질문을 숙고하고 중요한 결과에 도달했습니다. 이전에 Chandrasekhar는 백색 왜성에 대한 Ralph Fowler의 작업에 Fermi-Dirac 통계를 적용하여 밀도에 관한 중요한 결과를 얻었습니다. 그는 또한 그들이 다방 성 지수 3 (a 폴리 트로프 P = K ρ i 1 + 1 / n P = K rho i ^ <1 + 1 / n> P = K ρ i 1 + 1 형태의 상태 방정식에 따라 자체 중력 하에서 평형 상태에있는 항성 물질입니다. / n, 여기서 nnn은 다방 성 지수 ). 배에있는 동안 Chandrasekhar는 그의 이전 작업에 특수 상대성 이론을 적용하고 별의 구성이 실제로 지수 3이며, 질량이 특정 한계를 초과하면 별이 백색 왜성이 될 수 없다고 추론했습니다. 이 제한에 대한 그의 원래 결과는 0이었습니다. 태양 질량의 91 배. 이것은 항성 물질의 평균 분자량이 2로 추정되기 때문입니다. 당시 5 명. 나중에 2로 수정되었습니다. 0, 그래서 Chandrasekhar는 그의 결과를 1로 변경했습니다. 태양 질량의 44 배.

그에게 알려지지 않은 에드먼드 스토너 (리즈 대학)는 빌헬름 앤더슨 (에스토니아 타르 투 대학)과 공동으로 비슷한 결과를 얻었습니다. 별의 중심에있는 물질이 보일의 법칙을 따르지 않을 수도 있다는 James Jeans의 제안에 영감을 받아 Stoner는 항성 물질의 밀도에서 Fermi-Dirac 축퇴 (위상 공간에서 전자 방해)의 영향을 조사하고 다음 값을 도출했습니다. "중력 운동 평형이 고려 된 그 이상에서는 발생하지 않을 것"의 제한 질량. 그는 그의 결과 (한계에 대한 그의 추정치는 태양 질량의 1.7 배)를 다음과 같이 발표했습니다. 백색 왜성의 한계 밀도, ( 철학 잡지 7 (1929), 63-70) 및 밀도가 높은 별의 평형, ( 철학 잡지 9 (1930), 944-963). 그러나 Chandrasekhar의 결과는 별을 균일 한 밀도의 구체로 이상화 한 Stoner와 Anderson과 달리 별에 대해보다 정교한 모델을 사용했기 때문에 더 강력했습니다. 당시 Chandrasekhar는 임계 질량을 초과하는 별의 운명에 대해 추측하고 싶지 않았습니다. 앤더슨은 또한 그의 1929 년 논문에서 언급조차하지 않았습니다. Über die Grenzdichte der Materie und der Energie, 게시 Zeitschrift für Astrophysik 56 (1929) , 851 - 856 .

찬드라 세 카르는 캠브리지에 도착하여 자신의 결과를 Arthur Milne에게 보낸 Ralph Fowler에게 자신의 의견을 물었습니다. 둘 다 회의적이었습니다. 한계의 존재로 인해 답이없는 질문이 제기 되었기 때문입니다. 질량이 한계를 초과 한 별은 어떻게 되었습니까? 그럼에도 불구하고 Milne은 결국 Chandrasekhar의 논문을 얻었습니다. 고도로 붕괴 된 항성 질량의 구성 1931 년 3 월호에 출판 Royal Astronomical Society의 월간 공지. 짧은 버전의 논문 이상적인 백색 왜성의 최대 질량, Chandrasekhar가 1930 년에 제출 한, 74 권에 출판되었습니다 미국 사람 천체 물리학 저널 1931 년 후반. Chandrasekhar는 문제를 포기하지 않았고 1932 년 코펜하겐 대학에서 새로운 기사를 발표했습니다. 별 내부의 물질 상태에 대한 몇 가지 언급 독일 제 5 권 Zeitschrift für Astrophysik.

박사 학위를 마치고 파울러와에 딩턴이 거의 코믹한 구두로 시험 한 후 두 시험관이 많은 시간을 다투고 1933 년에 트리니티 대학의 연구원으로 선출 된 후 찬드라 세 카르는 1934 년 러시아를 방문하여 천문학 자들의 열정을 보였습니다. Victor Ambartsumian과 Lev Landau가 그 주제에 대한 그의 연구를 재개하도록 설득했습니다. Chandrasekhar는 Ambartsumian에 의해 짜증을 냈다고 기록되었지만, 그럼에도 불구하고 그는 천체 물리학에 대한 그의 뛰어난 감정을 크게 높이 평가했습니다. 캠브리지에있는 동안 Chandrasekhar는 Edward Milne과 Arthur Eddington과 같은 몇몇 중요한 천문학 자와 우정을 쌓았습니다. Eddington은 백색 왜성에 대한 Chandrasekhar의 작업에 특히 관심이 있었는데, Eddington의 별 모델에 대한 Milne과의 오랜 분쟁을 해결하는 데 도움이 될 것이라고 생각했기 때문입니다.

Milne은 모든 별이 퇴화 물질로 구성된 핵을 가져야한다고 제안한 반면 Eddington의 모델은 별 전체가 완벽한 기체처럼 행동하는 것으로 간주했습니다. Eddington은 1929 년 Royal Astronomical Society 회의에서 Milne의 수정을 기각했습니다.

다음 달에 Eddington, Milne 및 James Jeans는 이러한 문제에 대해 비공개 및 왕립 천문 학회 회의에서 열띤 논쟁을 계속했습니다.

Chandrasekhar의 연구는 임계 질량 위의 별이 완벽한 기체로 작용할 것이라는 것을 암시했으며, 이는 Eddington이 Milne과의 논쟁에서 우위를 차지하게했습니다. 그러나 모든 별이 결국 백색 왜성이되는 것은 아니라는 찬드라 세 카르의 결론은에 딩턴의 모델에 직접적으로 반대되는 것이었다.

1934 년에 그는 광범위한 수치 분석을 통해 불 균질 다방 체를 설명하는 상태 방정식에 대한 정확한 해를 구함으로써 1931 년 논문의 결과를 개선 한 백색 왜성 이론에 대한 두 개의 논문을 완성했습니다. 그는 Ambartsumian의 제안에 따라 빠르게 움직이는 전자와 느리게 움직이는 전자로 구성된 가스 구체의 구조를 지배하는 정확한 방정식을 계산했다고 말했습니다. 그는 자신이 한 일이 너무 간단해서 다음과 같이 말했습니다.

Eddington은 Royal Astronomical Society에서 약간 편집 된 버전 ( '상대 주의적 퇴보'에 대해, 1935) 그리고 몇 년 후 몇 개의 새로운 논문 ( 항성 진화와 관련한 백색 왜성의 수소 함량, 1939 및 백색 왜성 물질의 물리학, 1940) .

당시 Eddington의 주장은 성공적이었습니다. Eddington의 명성과 카리스마에 더해 그의 결론은 그의 이론적 절차를 따르기 어렵고 상대성에 대한 토론을 포함 했음에도 불구하고 많은 사람들에게 더 직관적으로 만족 스러웠 기 때문입니다. 그는 별의 진화 (결국 모두 백색 왜성이되는)를위한 단순한 모델의 확립 된 아이디어를 강화했다. 당시 Eddington이 틀렸다거나 찬드라 세 카르를 확증 한 직접적인 관찰도 없었습니다. 회의에 참석 한 William McCrea는 나중에 K C Wali (1979 년)에게 말하면서 당시 Eddington의 주장에 반대하지 않았다고 한탄했습니다.

Rosenfeld는 당시 코펜하겐에있는 Niels Bohr 밑에서 일하던 벨기에 물리학 자였습니다. 그는이 문제를 보어의주의를 끌고 찬드라 세 카르에게 "에 딩턴의 진술에서 어떤 의미도 전혀 볼 수 없었다"고보고했지만 그 질문은 "매우 간단하다"고 말했다. 그들에게 논쟁을 해결하기 위해 찬드라 세 카르는에 딩턴의 원고를 로젠펠트와 보어에게 보냈고, 그 후 다시 볼프강 파울리에게 보냈다. 그러나 그들은 찬드라 세 카르의 논문에 동의 했음에도 불구하고 당시 너무 바쁘다고 주장하면서 토론에 참여할 의사가 없었다.

찬드라 세 카르는 1935 년에 딩턴의 주장에 대응했다. 에 상대 주의적 퇴행성, 덴마크 물리학자인 Christian Møller와 공동으로 쓴 논문 인 그는 Eddington의 논문을 다음과 같이 비판합니다.

이러한 직접적인 반박 외에도 Eddington의 반대는 출판 된 작품에서 많은 관심을 끌지 못했고 생략되거나 각주로 강등되었습니다. 예를 들어 Ralph Fowler의 통계 역학 (1936) 또는 George Gamow의 태양의 탄생과 죽음 (1940). 이 사건은 확실히 Eddington의 과학적 경력의 낮은 지점 중 하나였으며 그가 자신의 관점을 위해 왜 그렇게 강하게 싸웠는지 이해하려고 노력하는 것은 흥미 롭습니다. 이 실수의 원인을 찾기 위해 Werner Israel은 Eddington이 1923 년대에 제안한 입자의 비 정통적인 정의 때문이라고 가정합니다. 상대성 이론의 수학적 이론. 이것은 그가 당시 설명 할 수없는 결과를 고려하기 전에도 Stoner-Anderson 공식과 Chandrasekhar의 한계에 반대하게 만들었을 것입니다. 우리는 또 다른 강력한 가능성을 제시합니다.

Eddington은 일반 상대성 이론, 특수 상대성 이론 및 양자 이론을 통합하려는 그의 시도 인 "근본 이론"이라고 부르는 작업을하고있었습니다. 그의 아이디어는 Eddington이 단순한 수치 적 방법으로 연관 시키려고했던 물리학의 7 가지 원시 상수를 포함했습니다. 이러한 아이디어에 대한 신비한 요소에도 불구하고 그는이 작품을 그의 과학적 업적의 최고봉이라고 생각하기 시작했습니다. 그러나 그가 찬드라 세 카르의 작품을 받아 들인다면 그의 "근본 이론"은 파괴되었다. 이것은 1939 년에 분명해졌지만 먼저 Eddington이 찬드라 세 카르를 공격 한 예를 하나 더 들어 보겠습니다.

Eddington은 1936 년 하버드 대학의 3 주년을 기념하는 컨퍼런스에서 강의를하도록 초대 받았습니다. 그는 찬드라 세 카르를 공격하기 위해이 기회를 이용했다, 그는 그의 강의에서 말했다. [14] :-

Ledoux는 [20]에서 Eddington, Jeans 및 Rosseland의 작품과 비교할 가치가 있다고 말했습니다. 그 후 그는 다른 연구 분야로 이동하기로 결정했습니다.

그의 1935 년 논문에서 찬드라 세 카르는 별이 임계 질량을 초과하면 한계 이하로 떨어질 때까지 질량을 잃고 결국 모든 별이 백색 왜성이 될 것이라고 제안했습니다.

질량의 분출에 대한 아이디어는 한계 이상의 질량을 가진 별에 대한 연구가 블랙홀 이론의 발전으로 이어진 1960 년대까지 비판적으로 도전받지 않았습니다.

이 주제에 대한 자세한 내용은이 링크의 블랙홀에 대한 기사를 참조하십시오.

F Hoyle, W A Fowler, G R Burbridge 및 E M Burbridge 쓰기 상대 론적 천체 물리학 (1963) [ 17 ] :-



코멘트:

  1. Mekonnen

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