Chandrasekhar-Grenze
Die Chandrasekhar-Grenze ist eine obere Grenze für die Masse eines Weißen_Zwerges, die von dem amerikanischen Astrophysiker und Nobelpreisträger Subrahmanyan Chandrasekhar aufgrund theoretischer Überlegungen hergeleitet wurde. Unabhängig von Chandrasekhar wurde dieselbe Obergrenze schon früher von Wilhelm Anderson (1929, Tartu) und Edmund Stoner (1930, Leeds) berechnet.Die Chandrasekhar-Grenze liegt bei 1,44 Sonnenmassen. Hat ein Stern nach dem Erlöschen der Kernfusion eine höhere Masse, so kann der Druck des entarteten_Gases den Stern nicht mehr stabilisieren. Je nach Masse erfolgt dann ein Kollaps zum Neutronenstern oder Schwarzen_Loch.
Die Herleitung der Chandrasekhar-Grenze beruht auf quantenmechanischen Überlegungen und lässt allgemein relativistische Effekte außer Acht. Die exakte Formel für die kritische Masse lautet:
Dabei ist die mittlere Masse pro freiem Teilchen in atomaren Masseneinheiten.
Im Falle eines Weißen Zwerges kommen auf ein freies Elektron durchschnittlich ein Proton und ein Neutron, d.h. , woraus sich die kritische Masse von rund 1.4 Sonnenmassen ergibt.
Neutronensterne und Quarksterne
Für Neutronensterne gibt es eine äquivalente Grenze, die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze. Ebenso wird für die hypothetischen Quarksterne eine entsprechende Grenze angenommen, doch sind die Zustandsgleichungen dieser exotischen Arten der entarteten Materie bislang nicht genau bekannt.
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