b'\n_START_ARTICLE_\nDegenerirana zvezda\n_START_SECTION_\nDegenerirana zvezda\n_START_PARAGRAPH_\nIzraz degeneriranost se povezuje s stabilnostjo zvezd. Vsakdo izmed nas je \xc5\xbee sli\xc5\xa1al o osnovnih delcih, ki sestavljajo snov, ki jo vidimo okoli nas. Na degeneriranost se tako nana\xc5\xa1ajo elektroni in nevtroni. Zato poznamo elektronsko degeneriranost in nevtronsko degeneriranost.\n_START_SECTION_\nElektronsko degenerirana zvezda\n_START_PARAGRAPH_\nPri njih so elektroni tako zelo blizu protonov oz. atomskega jedra, da se jih takoreko\xc4\x8d dotikajo. To se dogaja pri razvitih manj masivnih zvezdah, rde\xc4\x8dih orjakinjah, kot tudi pri kon\xc4\x8dni stopnji manj masivnih zvezd: belih pritlikavkah._NEWLINE_Pri rde\xc4\x8dih orjakinjah gre za zvezde, ki so \xc5\xbee zapustile \xc2\xbbglavni niz\xc2\xab, kar pomeni, da se njihov vodik pretvarja v helij v tanki ovojnici, ki je tik ob jedru (vodikova ovojnica). Jedro je tedaj sestavljeno iz degeneriranega neaktivnega helija, ki \xc5\xa1e ni dosegel zadostne temperature in gostote, da bi se v njem ukinila elektronska degeneriranost plinov, in bi se v sredici za\xc4\x8delo zlivanje helija v ogljik in kisik preko trojnega alfa procesa in preko reakcij CNO-cikla. Ko sta ta dva parametra prese\xc5\xbeena, manj masivna zvezda dose\xc5\xbee helijev bli\xc5\xa1\xc4\x8d. Zvezda ima maso manj\xc5\xa1o od pribli\xc5\xbeno 2,35 mas Sonca. Tedaj tak\xc5\xa1na zvezda odvr\xc5\xbee velikanske plinske ovojnice in se zopet mo\xc4\x8dno skr\xc4\x8di. Zvezda tedaj dose\xc5\xbee stopnjo, ki se ji re\xc4\x8de zvezda vodoravne veje; v njej se torej zliva helij v ogljik in kisik. Pri masivnej\xc5\xa1ih zvezdah od 2,35 do degeneriranosti sloh ne pride, ker zvezda dose\xc5\xbee potrebno temperaturo in gostoto v sredici, preden se ta degenerira._NEWLINE_Pri belih pritlikavkah pa gre za preostanke zvezd, ki imajo maso manj\xc5\xa1o od Chandrasekharjeve limite, ki zna\xc5\xa1a 1,44 mase Sonc. V tipi\xc4\x8dnem primeru je bela pritlikavka velika stokrat manj kot Sonce (0,01 polmera Sonca - pribli\xc5\xbeni polmer Zemlje), pa vendar je v tej prostornini mase pribli\xc5\xbeno enako, kot jo ima Sonce. V tesnih binarnih zvezdnih sistemih, kjer je ena zvezda razvita rde\xc4\x8da orjakinja, druga pa je to stopnjo \xc5\xbee pre\xc5\xa1la, in je sedaj degenerirana bela pritlikavka, pa slednja zaradi velike te\xc5\xbenosti oz. sile gravitacije vle\xc4\x8de curek snovi, ki se za\xc4\x8dne nabirati okoli ekvatorja pritlikavke. Ko enkrat pride ta do mase ve\xc4\x8dje od 1,44 mase Sonc, ta eksplodira v eksploziji supernove razreda Ia. Od bele pritlikavke ne ostane ni\xc4\x8desar, saj jo raznese, vendar pa sveti zaradi to\xc4\x8dno znane mase z vedno enakim izsevom. Zato so te zevzde primerne kot standardne sve\xc4\x8de. Z njihovo pomo\xc4\x8djo se dajo dolo\xc4\x8diti oddaljene Galaksije.\n_START_SECTION_\nNevtronsko degenerirana zvezda\n_START_PARAGRAPH_\nV bistvu gre za eno samo velikansko zvezdno jedro, ki je sestavljeno iz nevtronov. Tak\xc5\xa1ni zvezdni preostanek ima maso ve\xc4\x8djo od Oppenheimer-Volkove limite, katere vrednost zna\xc5\xa1a med 2-kratno in 3-kratno son\xc4\x8dno maso._NEWLINE_To so v bistvu naprednej\xc5\xa1a stanja sesedanja masivnih zvezd, ki jih pritisk elektronsko degeneriranega ne zaustavi, kar pomeni da se ustvari nevtronska zvezda. Tipi\xc4\x8dna velikost nevtronskih zvezd zna\xc5\xa1a pribli\xc5\xbeno 20 km.'