nhỏ|Giới hạn Chandrasekhar của sao lùn trắng
Giới hạn Chandrasekhar là khối lượng tối đa của một sao lùn trắng. Nó khoảng chừng 3 × 1030 kg hoặc 1,44 lần khối lượng Mặt Trời. Con số này có thể thay đổi từ 1,2 đến 1,46 lần khối lượng Mặt Trời và phụ thuộc thành phần hóa học của ngôi sao. Giới hạn này đã được nhà vật lý Mỹ gốc Ấn Độ Subrahmanyan Chandrasekhar tính ra đầu tiên và do đó được đặt tên theo ông.
::::::::::
Trong đó, μe là khối lượng trung bình của phân tử tính theo electron, mH là khối lượng của khối lượng của nguyên tử hydrogen, và ω30≈2.018236 là hằng số phụ thuộc vào kết quả phương trình Lane-Emden. Tính toán cụ thể ra, giá trị này vào khoảng (2/μe)2 · 2.85 · 1030 kg, hoặc 1.43 (2/μe)2 M☉, với M☉=1.989·1030 kg là khối lượng Mặt Trời. là khối lượng Planck, MPl≈2.176·10−8 kg, khi đó giới hạn Chandrasekhar là MPl3/mH2.
Ánh sáng của ngôi sao toả ra tạo nên áp suất ánh sáng đẩy khí quyển của nó ra ngoài. Khi một ngôi sao sử dụng hết tất cả chất đốt của nó và không phát sáng nữa, áp suất ánh sáng bị mất và khí quyển bị suy sập về lõi của sao dưới sức hút của trọng lực. Nếu ngôi sao có khối lượng dưới giới hạn Chandrasekhar, sự suy sập bị ngăn lại bởi áp suất thoái hóa của điện tử, và ngôi sao trở thành một sao lùn trắng ổn định. Nếu ngôi sao có khối lượng cao hơn, lúc đó trọng trường của nó đủ lớn để thắng áp suất thoái hóa của điện tử, và sao tiếp tục quá trình suy sập vượt qua giai đoạn sao lùn trắng, trở thành một sao neutron, sao quark hoặc lỗ đen.
Các quá trình suy sập của sao đều gây nên sự tăng nhanh về mật độ và áp suất tại tâm, tạo nên sóng sốc đẩy ngược một phần đáng kể vật chất của sao trở lại không gian xung quanh, làm bùng lên các vụ nổ như siêu tân tinh.
👁️
1 | 🔗 | 💖 | ✨ | 🌍 | ⌚
nhỏ|Giới hạn Chandrasekhar của sao lùn trắng **Giới hạn Chandrasekhar** là khối lượng tối đa của một sao lùn trắng. Nó khoảng chừng 3 × 1030 kg hoặc 1,44 lần khối lượng Mặt Trời. Con
Còn được biết là giới hạn Landau-Oppenheimer-Volkoff (giới hạn LOV), **giới hạn Tolman-Oppenheimer-Volkoff** (hay giới hạn TOV) là một giới hạn trên của khối lượng sao được cấu thành từ vật chất neutron suy thoái
**Siêu tân tinh** (chữ Hán: 超新星) hay **sao siêu mới** (; viết tắt là **SN** hay **SNe**) là một sự kiện thiên văn học biến đổi tức thời xảy ra trong giai đoạn cuối của
nhỏ|phải|Sao Thiên Lang A và Thiên Lang B, chụp bởi kính thiên văn Hubble. Thiên Lang B, một sao lùn trắng, có thể thấy là một chấm mờ phía dưới bên trái cạnh sao Thiên
[[Đĩa bồi tụ bao quanh lỗ đen siêu khối lượng ở trung tâm của thiên hà elip khổng lồ Messier 87 trong chòm sao Xử Nữ. Khối lượng của nó khoảng 7 tỉ lần khối
Minh họa phần trung tâm của tinh vân hành tinh Henize 2-428 trong [[Thiên Ưng (chòm sao)|Thiên Ưng gồm hai sao lùn trắng có khối lượng nhỏ hơn Mặt Trời ]] **Siêu tân tinh loại
right|thumb|Tàn dư đang giãn nở của [[SN 1987A, một siêu tân tinh loại II dị thường trong Đám mây Magellan Lớn. _ảnh của NASA._]] **Siêu tân tinh loại II** là kết quả của sự sụp đổ
**Sao neutron** là một dạng trong vài khả năng kết thúc của quá trình tiến hoá sao. Một sao neutron được hình thành từ suy sụp hấp dẫn ở nhân của một sao siêu khổng
**IK Pegasi** (hay **HR 8210**) là một hệ sao đôi có vị trí biểu kiến nằm trong chòm sao Phi Mã. Nó có độ sáng vừa đủ để có thể quan sát thấy bằng mắt
**Phát nổ carbon** là sự bùng nổ dữ dội của phản ứng tổng hợp hạt nhân nhiệt hạch trong một ngôi sao lùn trắng mà trước đó được làm lạnh chậm. Nó liên quan đến
**Áp suất thoái hóa của điện tử** là áp suất mà khi một ngôi sao khổng lồ sử dụng hết nhiên liệu hạt nhân và suy sụp dưới trọng trường của chính nó, nếu ngôi
thumb|Hoạt ảnh mô phỏng [[thấu kính hấp dẫn do lỗ đen Schwarzschild đi qua mặt phẳng đường ngắm tới một thiên hà nền. Quan sát thấy xung quanh và tại thời điểm căn chỉnh chính
Quan sát cho rằng việc mở rộng của vũ trụ sẽ tiếp tục mãi mãi. Nếu vậy, vũ trụ sẽ lạnh khi nó mở rộng, cuối cùng trở nên quá lạnh để duy trì sự
**Siêu tân tinh 2010lt** là một vụ nổ sao siêu mới được ghi nhận bởi một cô bé lúc đó 10 tuổi Kathryn Aurora Gray, con của một nhà thiên văn nghiệp dư thành phố
thumb|upright|[[Wilhelm Röntgen (1845–1923), người đầu tiên nhận giải Nobel Vật lý.]] Mặt sau huy chương giải Nobel vật lý **Giải Nobel Vật lý** là giải thưởng hàng năm do Viện Hàn lâm Khoa học Hoàng
Bài này nói về từ điển các chủ đề trong toán học. ## 0-9 * -0 * 0 * 6174 ## A * AES * ARCH * ARMA * Ada Lovelace * Adrien-Marie Legendre *
**Mặt Trời** hay **Thái Dương** (chữ Hán: 太陽), hay **Nhật** (chữ Hán: 日), là ngôi sao ở trung tâm Hệ Mặt Trời, chiếm khoảng 99,8% khối lượng của Hệ Mặt Trời. Trái Đất và các
**Howard Percy "Bob" Robertson** (27 tháng 1 năm 1903 – 26 tháng 8 năm 1961) là một nhà toán học và nhà vật lý học người Mỹ nổi tiếng với những đóng góp liên quan