Warum zerreißt die Sternrotation nicht die Chandrasekhar-Grenze?

Untersuchungen in den 60er Jahren zu der Frage, wie die Chandrasekhar-Grenze modifiziert wird, indem man eine selbstgravitierende Masse kalter Fermionen rotieren lässt, scheinen zu dem Schluss gekommen zu sein, dass die Grenzmasse nur um Prozente oder höchstens einige zehn erhöht wird Prozente.

Diesem Ergebnis möchte ich die Vielzahl der rotierenden drucklosen Selbstgravitationsscheibenlösungen (nach Euler oder Vlasov-Poisson- Gleichung) gegenüberstellen. Die Masse dieser Lösungen ist nach oben nicht begrenzt und - oh Wunder! - wir brauchen nicht einmal Druck, um der Gravitationskraft entgegenzuwirken. Die Rotation reicht aus, um die Arbeit zu erledigen. Zugegeben, keine dieser Lösungen scheint dynamisch stabil zu sein, selbst gegenüber linearen Störungen. Aber schon seit Jacobi sich seinen berühmten Ellipsoiden öffnete , haben wir gelernt, uns nicht auf streng stationäre Konfigurationen zu beschränken.

Dies führt mich zu zwei Fragen:

F1: Wo – im theoretischen Bereich – versagt die Rotation dabei, die Chandrasekhar-Grenze signifikant zu erhöhen?

F2: Kann ich eine typische Spiralgalaxie (z. B. unsere eigene) nicht als einen einzigen drucklosen supermassereichen Stern sehen, dessen flagrante Verletzung von Chandrasekhars Begrenzung aufgrund der Rotation?

Antworten (1)

Ich bin mir nicht sicher, ob Ihre Informationen aktuell sind. Tatsächlich legen Veröffentlichungen von Leuten wie Anand (1965) nahe, dass eine schnelle Rotation die Chandrasekhar-Masse für Weiße Zwerge nur um wenige Prozent erhöhen kann. Beginnend mit Ostriker & Bodenheimer (1968) wurde jedoch erkannt, dass dies nur für gleichförmige Rotation gilt, bei der der Drehimpuls hocheffizient transportiert wird. Wenn der Stern unterschiedlich rotieren darf, kann die Chandrasekhar-Masse um Faktoren von wenigen erhöht werden.

Der physikalische Grund liegt darin, dass bei einem gleichförmig rotierenden Körper das Verhältnis der kinetischen Rotationsenergie zum Betrag der potenziellen Energie der Gravitation nicht sehr groß werden kann, bevor es zum Massenabwurf am Äquator kommt. ( T / | Ω | ≤ 0,007 für kugelförmige Modelle nach Shapiro & Teukolsky, Black holes, white dwarfs and neutron stars , S.177). Differentialrotierende Modelle haben jedoch nicht die gleiche Einschränkung, und Shapiro & Teukolsky finden eine maximale Masse für eine säkular stabile, differentiell rotierende Konfiguration (mit T / | Ω | = 0,14 ) des 1,7-fachen der nicht=rotierenden Chandrasekhar-Masse.

Ich denke, dies ist die Wurzel einer Lösung für Ihre Frage. Eine Spiralgalaxie dreht sich nicht gleichmäßig.

Ok, meine Informationen waren in der Tat nicht ganz aktuell. Ich werde das von Ihnen erwähnte Buch überprüfen. Trotzdem würde sich Ihre Antwort noch verbessern, wenn Sie näher erläutern könnten, warum die differenzielle Rotation eine Massengrenze nicht vollständig aufhebt. Zu meiner ursprünglichen Frage: Angenommen, ich finde eine Erhöhung des Limits um wenige Faktoren immer noch nicht sehr signifikant.
Durch die unterschiedliche Rotation können sich die Oberflächenschichten langsamer drehen, sodass die Masse nicht weggeschleudert wird. Es gibt jedoch eine Grenze, weil ich denke, dass der Stern immer zentraler konzentriert werden muss. Das Vorhandensein von Druck verschlimmert das Problem, nicht wahr? Ihre Frage scheint zu implizieren, dass es in drucklosen Galaxien ein größeres Problem geben sollte.
Nun, Rotation verhindert erfolgreich gravitative Instabilität/Clustering in der Nähe der Rotationsachse, aber es scheitert - rein aus energetischer Sicht - daran, Clustering weg von dieser Achse zu vermeiden (dynamisch kann die Coriolis-Kraft jedoch den Spieß umdrehen, wie sie es z das gleichseitige Lagrange-Dreieck). Man darf also hoffen, dass dort Druck zur Hilfe kommt.
Warum zerreißt die Sternrotation nicht die Chandrasekhar-Grenze?
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