Il limite di Chandrasekhar rappresenta il valore critico oltre il quale la massa di corpi composti da materia degenerata di elettroni diventa insostenibile. Tali corpi sono costituiti da nuclei immersi in un gas di elettroni e il limite è calcolato intorno alle 1,4 masse solari. Per questo motivo, le nane bianche, costituite da materia degenerata di elettroni, non possono mantenere una configurazione stabile se la loro massa supera il limite di Chandrasekhar. Questo fenomeno è simile al limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff delle stelle neutroni. Il limite prende il nome dall’astrofisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar, che ne formulò per primo i fondamenti.
L’energia delle stelle è generata tramite la fusione nucleare, che produce calore sufficiente a prevenire il collasso della stella stessa. Nel corso del tempo, le stelle accumulano un nucleo centrale composto da elementi, la cui temperatura al centro diventa insufficiente per sostenere il processo di fusione. Le masse dei nuclei delle stelle nella sequenza principale tendono a rimanere al di sotto del limite di Chandrasekhar. Col passare del tempo, queste stelle perderanno massa, trasformandosi in nebulose planetarie, fino a diventare nane bianche, gli stadi finali dei loro nuclei. Le stelle di massa maggiore, invece, sviluppano un nucleo degenerato, che continuerà a crescere superando il limite critico. Questo processo porta all’esplosione di stelle, conosciuta come supernova da collasso del nucleo, la quale lascia dietro di sé un buco nero o una stella neutroni.
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