Redigerer Chandrasekhars grense

{{Kildeløs|Helt uten kilder.|dato=10. okt. 2015}}
'''Chandrasekhars grense''' er den største mulige [[masse]]n til en [[hvit dverg]], en type [[stjerne]] med ca. 3 × 10<sup>30</sup> kg som er ca. 1,44 ganger [[Solen|solens]] størrelse. Tallet varierer noe blant forskerne, fra 1,2 til 1,46 i forhold til solen. Dette er også avhengig av [[kjemi]]ske sammensettingen av stjernen. Grensen ble oppdaget og regnet ut av den [[India|indiske]] [[fysikk|fysikeren]] [[Subrahmanyan Chandrasekhar]]. I samarbeid med den [[brasil]]ianske fysikeren [[Mário Schenberg]] oppdaget han i 1942 en grense, kjent som ''[[Schenberg-Chandrasekhars grense]]''.

Varmen som blir generert av [[kjernefysisk fusjon]] av lette [[grunnstoff]][[atom]]er til tyngre atomer dytter [[atmosfæren]] til stjernen utover. Når stjernen går fritt for drivstoff, vil atmosfæren kollapse mot kjernen av sin egen [[gravitasjon]]. Hvis massen er under grensen blir kollapsen begrenset av [[elektron-degenerasjonstrykk]]et som resulterer i en stabil hvit dverg. Om stjernen har en masse som er høyere enn grensen, kan stjernen kollapse forbi hvit dverg-stadiet og bli en [[nøytronstjerne]], et [[svart hull]] eller i teorien en [[kvarkstjerne]]. Hvis en stabil hvit dverg i en [[tvillingstjerne]] med en stor stjerne sluker nok masse til å komme over grensen, vil stjernen kollapse og dra med seg den store stjernen i en [[Supernova|la supernova]]. Restene av kollapsen blir tvilsomt en nøytronstjerne fordi eksplosjonen er kraftig nok til å knuse dvergen og fjerne hele stjernen.
{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Astrofysikk]]
[[Kategori:Artikler i astronomiprosjektet]]