Had Chandrasekhar dan Kerdil Putih

Kerdil putih ialah sisa bintang yang sangat padat selepas banyak bintang berjisim rendah dan sederhana kehilangan lapisan luarnya. Ia tidak disokong oleh pembakaran nuklear berterusan seperti bintang jujukan utama. Sebaliknya, kestabilannya datang daripada tekanan degenerasi elektron, satu kesan mekanik kuantum.

Kerdil putih yang lebih berat menjadi lebih kecil

Tidak seperti objek biasa yang sering membesar apabila lebih banyak bahan ditambah, model kerdil putih menunjukkan jejari mengecil apabila jisim meningkat. Graviti yang lebih kuat memampatkan bahan dengan lebih hebat, dan elektron perlu mempunyai momentum yang lebih tinggi untuk memberikan sokongan kuantum terhadap keruntuhan.

Sokongan degenerasi mempunyai had

Apabila jisim kerdil putih menghampiri kira-kira 1.4 kali jisim Matahari, rawatan relativistik elektron menjadi penting. Model menunjukkan bahawa tekanan degenerasi elektron tidak lagi dapat mengekalkan keseimbangan hidrostatik bagi kerdil putih yang terlalu berat. Nilai maksimum ini dikenali sebagai had Chandrasekhar.

Nilai lazim had ini ialah kira-kira 1.44 jisim Matahari, tetapi nilai tepat bergantung pada komposisi kerdil putih dan model yang digunakan. Angka 1.4 dalam teks ini ialah pembundaran yang sesuai untuk penerangan umum.

Had ini memisahkan jenis sisa bintang

Bintang yang menamatkan evolusi dengan teras di bawah had ini boleh kekal sebagai kerdil putih. Jika keadaan astrofizik menolak teras terdegenerasi melepasi had kestabilan, sokongan kerdil putih gagal dan evolusi seterusnya bergantung pada komposisi, pemindahan jisim, tindak balas nuklear dan keadaan sistem.

Kaitan dengan supernova jenis Ia

Supernova jenis Ia berlaku apabila sebuah kerdil putih karbon-oksigen dalam sistem dwibintang mengalami letupan termonuklear. Dalam sesetengah model, kerdil putih menambah jisim daripada pendampingnya dan menghampiri had Chandrasekhar. Namun tidak semua supernova jenis Ia dipercayai berpunca daripada mekanisme tunggal itu; model lain termasuk penggabungan dua kerdil putih dan letupan sebelum jisim mencapai had. Oleh itu, “mencapai 1.44 jisim Matahari” bukan penerangan lengkap bagi semua supernova jenis Ia.

Nilai sebenar bergantung pada model dan komposisi

Angka 1.4 jisim Matahari ialah nilai rujukan yang sangat berguna, tetapi perincian komposisi, suhu, putaran, medan magnet dan keadaan relativistik boleh mengubah nilai efektif dalam model tertentu. Oleh itu, had Chandrasekhar bukan nombor ajaib yang berdiri tanpa andaian fizik.

Contoh: Sirius B

Sirius B, pendamping bintang Sirius A, mempunyai jisim kira-kira satu jisim Matahari tetapi jejari yang hampir sama dengan Bumi, iaitu kira-kira 0.008 jejari Matahari. Ketumpatan puratanya sangat tinggi, dan jisimnya jauh di bawah had Chandrasekhar.

Sejarah ringkas

Subrahmanyan Chandrasekhar mengira had ini pada 1930 hingga 1931 dengan menggabungkan mekanik kuantum dan relativiti khas dalam model kerdil putih. Beliau dianugerahkan Hadiah Nobel Fizik 1983, dikongsi dengan William Fowler, atas kajian teori tentang proses fizik yang penting bagi struktur dan evolusi bintang.

Bagaimana kita mengetahui hal ini?