Chandrasekhar-Grenze berechnen

Rechner für die Chandrasekhar-Grenze bei Weißen Zwergen aus deren Aufbau. Die Chandrasekhar-Grenze gibt die theoretische obere Grenze für die Masse eines Weißen Zwergsternes an. Ergibt sich eine größere Masse, dann explodiert der Stern als Supernova oder erleidet einen Gravitationskollaps und wird zum Neutronenstern oder Schwarzen Loch. Der Wert wird in Sonnenmassen angegeben und berechnet sich aus einer Konstanten und dem Verhältnis aus Nukleonen und Protonen der Materie des Weißen Zwerges. Je mehr Neutronen er enthält, desto kleiner ist seine Chandrasekhar-Grenze, da der Gravitationskollaps durch die Abstoßung von Protonen und Elektronen verhindert wird, welche die Elektronen davon abhält in den Atomkern zu fallen. Neutronen haben keine solche Abstoßung. Die Formel zur Berechnung lautet M_max=1,45727*(2/η)² mit η=A/Z als Verhältnis von Nukleonen zu Protonen. Bitte η oder die Anzahl von Nukleonen A und Protonen Z oder ein Isotop angeben und das entsprechende = drücken, um die Chandrasekhar-Grenze zu berechnen.
Die zur Auswahl stehenden Isotope sind jene, welche bei der Nukleosynthese in Sternen im Allgemeinen vorkommen. Bei den meisten Isotopen und bei allen bis Silicium 28 ist der Wert von η = 2, was der Chandrasekhar-Grenze den Wert der vorgegebenen Konstanten gibt. Dies ändert sich erst bei Weißen Zwergen, welche den Kern von Roten Riesensternen darstellen, in dem sich auch schwerere Elemente bilden, bis hin zu Eisen 56. Bei diesem Isotop ist das Ende der Fusionskette erreicht, der Kern implodiert bereits bei einer Masse von 1,2565 Sonnemassen und die Hülle explodiert als Supernova.
Ein bestehender Weißen Zwerg hat oft einen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff, beide haben den Wert η=2. Wird diesem weiter Masse hinzugefügt, im Allgemeinen durch einen nahe stehenden anderen Stern, so kann die Chandrasekhar-Grenze überschritten werden. Da Kohlenstoff und Sauerstoff weiter fusionieren können entsteht hier kein Neutronenstern oder Schwarzes Loch, der Weiße Zwerg explodiert komplett in einer Supernova 1a.

Konstante:
η:
A/Z:	/
Isotop:
M_max:	M☉