⚪ Chandrasekhar-Grenze-Simulator — Kollaps eines Weißen Zwergs

Die Chandrasekhar-Grenze ist die maximale Masse, etwa 1,4 Sonnenmassen, die ein Weißer Zwerg haben kann, während er allein durch den Entartungsdruck der Elektronen gestützt wird. Oberhalb dieser Masse kann der Druck der so dicht wie quantenmechanisch möglich gepackten Elektronen der Schwerkraft des Sterns nicht mehr entgegenwirken, und der Stern muss kollabieren oder explodieren.

Der Entartungsdruck der Elektronen entsteht durch das Pauli-Ausschlussprinzip, das verbietet, dass zwei Elektronen denselben Quantenzustand einnehmen. In das winzige Volumen eines Weißen Zwergs gepresst, werden Elektronen in Zustände höheren Impulses gezwungen, einfach weil die niedrigeren bereits besetzt sind, wodurch ein nach außen gerichteter, temperaturunabhängiger Druck entsteht — ganz anders als der thermische Druck, der gewöhnliche Sterne stützt.

Kontraintuitiv erhöht das Hinzufügen von Masse zu einem entarteten Stern seine Dichte so stark, dass die Schwerkraft ihn auf ein kleineres Volumen zusammendrückt, obwohl mehr Material vorhanden ist. Dies setzt sich fort, bis die Elektronen nahe der Chandrasekhar-Grenze relativistisch werden und der Radius des Sterns gegen null sinkt, da die Schwerkraft den Entartungsdruck schließlich überwältigt.

Das Ergebnis hängt von der Zusammensetzung ab. Ein Kohlenstoff-Sauerstoff-Weißer-Zwerg entzündet typischerweise in seinem gesamten Volumen eine außer Kontrolle geratene Kohlenstofffusion, die den Stern in einer Supernova vom Typ Ia vollständig zerstört, ohne einen kompakten Überrest zu hinterlassen. Ein Sauerstoff-Neon-Magnesium-Weißer-Zwerg kann stattdessen einen Elektroneneinfang an Neon- und Magnesiumkernen erfahren, wodurch die Elektronen entfernt werden, die den Druck stützten, was einen schnelleren, ruhigeren Kollaps direkt zu einem Neutronenstern auslöst — ein Prozess, der als akkretionsinduzierter Kollaps bezeichnet wird.

Nein. Sie verwendet eine vereinfachte, veranschaulichende Masse-Radius-Formel und einen komprimierten, dramatisierten Zeitverlauf für die Kollapssequenz anstelle einer vollständigen Sternstrukturberechnung. Die qualitative Physik — die Stützung durch Entartungsdruck, der mit der Masse schrumpfende Radius und die zwei unterschiedlichen Kollapswege für verschiedene Zusammensetzungen — spiegelt reale Astrophysik wider, aber exakte numerische Details (Zeitskalen, genaue Grenzmassen) sind der Klarheit halber vereinfacht.