Limite di Chandrasekhar
Il limite di Chandrasekhar è la massa massima di una nana bianca, e corrisponde approssimativamente a 1030 kg, circa 1,44 volte la massa del Sole. Questo limite fu calcolato per la prima volta dal fisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar, e a lui successivamente intitolato.Normalmente, il calore generato da una stella sostiene il peso della sua atmosfera. Quando la stella finisce il suo combustibile nucleare, gli strati esterni collassano sul nucleo. Se la stella ha a questo punto una massa minore del limite di Chandrasekhar (come succede per la maggioranza), il collasso è fermato dalla pressione degli elettroni degenerati, e il risultato è una nana bianca stabile. Se la stella ha invece una massa maggiore, la pressione degli elettroni non è sufficiente a contrastare la gravità , e la stella diventerà una stella di neutroni, dove sono i neutroni a svolgere lo stesso lavoro, oppure un buco nero se neppure questi sono all'altezza (oltre le 3 masse solari).
Il limite di Chandrasekhar deriva dagli effetti della relatività speciale quando si considera il comportamento degli elettroni che forniscono la pressione di degenerazione necessaria per sostenere la nana bianca. Nell'approssimazione "classica" (senza la relatività ), una nana bianca può essere arbitrariamente grande, con un volume inversamente proporzionale alla sua massa. Nei calcoli relativistici, le energie in cui si trovano gli elettroni a causa della pressione di degenerazione diventano significative rispetto alla loro massa (invece che trascurabili come è di solito), e questo limita la massa possibile per una sfera simmetrica autogravitante che è supportata dalla pressione di degenerazione.
Se una nana bianca in un sistema binario stretto riceve materia dalla stella compagna, può superare il limite di Chandrasekhar. La nana bianca collassa improvvisamente ed esplode come una supernova di tipo I.
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