쇤베르크-찬드라세카르 한계

항성 천체물리학에서 쇤베르크-찬드라세카르 한계는 비융화 등온핵의 최대 질량으로, 둘러싸인 봉투를 지지할 수 있다.코어와 외피의 총 질량에 대한 코어 질량의 비율로 표현된다.한계 추정치는 사용된 모델과 코어 및 엔벨롭의 가정된 화학적 구성에 따라 달라진다. 주어진 일반적인 값은 0.10 ~ 0.15(총 항성 질량의 10 ~ 15%)이다.^[1][2]이는 헬륨으로 채워진 핵이 성장할 수 있는 최대치인데, 이 한계를 넘으면 거대한 별에서만 일어날 수 있는 것처럼 핵이 무너지면서 항성의 외층이 팽창해 붉은 거성이 되는 에너지를 방출한다.1942년 논문에서 그 가치를 추정했던 천체물리학자 수브라만 찬드라세카르와 마리오 쇤베르크의 이름을 따서 지은 것이다.^[3]They estimated it to be ${\displaystyle \operatorname {\left({\frac {\operatorname {M} _{ic}}{M}}\right)} _{SC}=0.37\left({\frac {\operatorname {\mu } _{e}}{\operatorname {\mu } _{ic}}}\right)^{2}}$

쇤베르크-찬드라세카르 한계는 주계열성 내 핵융합이 항성 중심부의 수소를 소진할 때 작용한다.그리고 나서 이 별은 헬륨이 풍부한 핵을 둘러싼 껍질에서 수소가 융합될 때까지 수축하는데, 이 둘 다 주로 수소로 구성된 봉투에 둘러싸여 있다.핵은 껍질이 별을 통해 밖으로 나가는 길을 태울 때 질량이 증가한다.항성의 질량이 약 1.5개의 태양 질량보다 작으면 쇤베르크-찬드라세카르 한계에 도달하기 전에 중심부가 퇴화되며, 반대로 질량이 약 6개의 태양 질량보다 크면 항성은 쇤베르크-찬드라세카르 한계보다 이미 큰 코어 질량을 가진 주계열성을 떠나 핵심 질량보다 더 큰 질량을 갖게 된다.헬륨 융합 전에는 결코 등온화되지 않는다.나머지 경우 질량이 1.5~6개의 태양질량인 경우, 한계에 도달할 때까지 노심이 성장하게 되며, 이때 노심에서는 헬륨이 융합되기 시작할 때까지 급속하게 수축하게 된다.^[1][4]

참조