|
|
| (14 ενδιάμεσες εκδόσεις από 7 χρήστες δεν εμφανίζονται) |
| Γραμμή 1: |
Γραμμή 1: |
| Αστρικό πτώμα. Είναι το τελικό στάδιο της ζωής ενός [[Αστέρι|αστέρα]], εφόσον η τελική του μάζα δεν ξεπερνά τις 1.4 Ηλιακές Μάζες, το όριο [[Τσαντρασεκαρ]]. Μετά τη φάση της κύριας ακολουθίας, τη φάση του γίγαντα και ενδεχόμενη απώλεια υλικού από το περίβλημα του αστέρα, παραμένει ο πυρήνας ο οποίος όμως δεν έχει τη δυνατότητα θερμοπυρηνικών συντήξεων. Συνήθως αποτελείται από Ήλιο, Άνθρακα και Οξυγόνο ή συνδυασμούς αυτών των υλικών. Λόγω της εξαιρετικά υψηλής του θερμοκρασίας (της τάξεως των 10000Κ), ακτινοβολεί αλλά ταυτόχρονα ψύχεται, με αποτέλεσμα να εκπέμπει σε χαμηλότερες συχνότητας και να καταλήξει σε ένα αδρανές ψυχρό σώμα, ένα [[Καφέ Νάνος|καφέ νάνο]]. Η πυκνότητα του λευκού νάνου αγγίζει τα <math>10^{9}</math> kg·m−3. Η ισορροπία του επιτυγχάνεται μέσω της πίεσης των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων λόγω της απαγορευτικής αρχής του Pauli. Η πίεση αυτή εξισορροπεί την ελκτική δύναμη της βαρύτητας που τείνει να συνθλίψει το άστρο.
| | Είναι το τελικό στάδιο της ζωής ενός [[Αστέρι|αστέρα]], εφόσον η τελική του μάζα δεν ξεπερνά τις <math>1.4M_{\odot}</math>, το [[Όριο Chandrasekhar|όριο Chandrasekhar]]. Μετά τη φάση της [[Κύρια Ακολουθία|κύριας ακολουθίας]], τη φάση του [[Ερυθρος Γίγαντας|γίγαντα]] και ενδεχόμενη απώλεια υλικού από το περίβλημα του αστέρα, παραμένει ο πυρήνας ο οποίος όμως δεν έχει τη δυνατότητα θερμοπυρηνικών συντήξεων. Συνήθως αποτελείται από [[Ήλιο|ήλιο]], [[Άνθρακας|άνθρακα]] και [[Οξυγόνο|οξυγόνο]] ή συνδυασμούς αυτών των υλικών. Λόγω της εξαιρετικά υψηλής του [[Θερμοκρασία|θερμοκρασίας]] (της τάξεως των 10000Κ), ακτινοβολεί αλλά ταυτόχρονα ψύχεται, με αποτέλεσμα να εκπέμπει σε χαμηλότερες συχνότητες και να καταλήξει σε ένα αδρανές ψυχρό σώμα, ένα [[Καφέ Νάνος|καφέ νάνο]]. Η πυκνότητα του λευκού νάνου αγγίζει τα <math>10^{9}kg \cdot m^{-3}</math>. Η ισορροπία του επιτυγχάνεται μέσω της [[Πίεση των Εκφυλισμένων Ηλεκτρονίων|πίεσης των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων]] λόγω της [[Απαγορευτική Αρχή του Pauli|απαγορευτικής αρχής του Pauli]]. Η πίεση αυτή εξισορροπεί την ελκτική δύναμη της βαρύτητας που τείνει να συνθλίψει το άστρο. |
| | |
| | |
| | [[Κατηγορία: Αστέρες]] |
Τελευταία αναθεώρηση της 14:45, 26 Δεκεμβρίου 2008
Είναι το τελικό στάδιο της ζωής ενός αστέρα, εφόσον η τελική του μάζα δεν ξεπερνά τις 
, το όριο Chandrasekhar. Μετά τη φάση της κύριας ακολουθίας, τη φάση του γίγαντα και ενδεχόμενη απώλεια υλικού από το περίβλημα του αστέρα, παραμένει ο πυρήνας ο οποίος όμως δεν έχει τη δυνατότητα θερμοπυρηνικών συντήξεων. Συνήθως αποτελείται από ήλιο, άνθρακα και οξυγόνο ή συνδυασμούς αυτών των υλικών. Λόγω της εξαιρετικά υψηλής του θερμοκρασίας (της τάξεως των 10000Κ), ακτινοβολεί αλλά ταυτόχρονα ψύχεται, με αποτέλεσμα να εκπέμπει σε χαμηλότερες συχνότητες και να καταλήξει σε ένα αδρανές ψυχρό σώμα, ένα καφέ νάνο. Η πυκνότητα του λευκού νάνου αγγίζει τα 
. Η ισορροπία του επιτυγχάνεται μέσω της πίεσης των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων λόγω της απαγορευτικής αρχής του Pauli. Η πίεση αυτή εξισορροπεί την ελκτική δύναμη της βαρύτητας που τείνει να συνθλίψει το άστρο.
