Límite de Chandrasekhar
 | Este artigo precisa de máis fontes ou referencias que aparezan nunha publicación acreditada que poidan verificar o seu contido, como libros ou outras publicacións especializadas no tema. Por favor, axude mellorando este artigo. (Desde xaneiro de 2017.) |
En astrofísica, o límite de Chandrasekhar é o límite da cantidade de masa estelar máis aló do cal a dexeneración de electróns (por aplicación do principio de exclusión de Pauli) non é capaz de contrarrestar a forza de gravidade nun remanente estelar, producíndose o colapso da estrela. Equivale a aproximadamente 1,44 veces a masa solar, e é a masa máxima posible para unha anana branca.
Este valor é proporcional ao cadrado da fracción de masa dos electróns. Nunha anana branca normal hai dous nucleóns por cada electrón, o que equivale a un peso molecular por partícula de 2 pero en determinadas condicións pódese dar unha diminución da cantidade de electróns mediante a súa captación por parte dos núcleos. Isto reduciría a masa de Chandrasekhar.
O seu valor foi calculado polo astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar en 1930 cando tiña 19 anos. De xeito independente o físico ruso Lev Davidovich Landau fixo o mesmo cálculo.
Unha estrela dexenerada con masa por embaixo do límite de Candrasekar deixará de contraerse pola gravidade estabilizándose como unha anana branca, mentres que unha estrela con masa por riba do citado límite continuará a contraerse pode dar lugar a unha estrela de neutróns ao expulsar a gravidade aos electróns dos átomos da estrela (dando lugar a unha supernova) mentres o principio de exclusión entre neutróns e protóns poida contrarrestar a gravidade xerada pola masa estelar restante tal coma descubriu Landau; ou chegar a formar un burato negro cando a gravidade é superior ao principio de exclusión entre neutróns e protóns, o que descubriron teoricamente J.R. Oppenheimer e G.M. Volkoff no ano 1939 cando publicaron o artigo "On Massive Neutron Cores" na revista Physical Review, e que deu lugar ao chamado límite de Tolman–Oppenheimer–Volkoff para estrelas de neutróns dexeneradas.
