Verified answer

El limite de Chandrasekhar es una masa crítica, y es igual a aproximadamente 1.4 veces la masa del sol.

Por ejemplo, si una estrella tiene menos de 4 masas solares su remanente* sera menos de 1.4 veces el limite de Chandrasekhar en este caso cuando la estrella explote al final de su vida formara una nebulosa con una enana blanca en el centro, practicamente invisible.

*remanente, es la masa de la estrella que queda en estado solido despues de la explosión final de la estrella, el resto queda convertido en estado gaseoso.

Ahora si la estrella tiene más de 4 masas solares su remanente sera más grande de 1.4 veces el limite ce Chandrasekhar, en este caso al explotar la estrella se convertira en una Super Nova y colapsará finalmente en una estrella de neutrones ó en un agujero negro.

Por lo que el limite de Chandrasekhar es la masa crítica del remanente de la explosión de una estrella, si el remanente es mayor ó menor, la estrella se convertirá en agujero negro, estrella de neutrones ó en enana blanca. Si revisas estos calculos, nuestro sol morirá como enana blanca.

Chadraselekhar calculó que una estrella fría de masa de aproximadamente una vez y media la masa del sol no sería capaz de aguantar su propia gravedad. A esta masa se le conoce hoy como el limite de Chadraselekhar.

En astrofísica, el límite de Chandrasekhar es el límite de masa más allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciéndose un colapso; dando lugar bien a una estrella de neutrones o bien a un agujero negro. (Existe también, al menos en teoria, una tercer posible resultado de este colapso que daría lo que se conoce como a una estrella de quarks).

Este límite equivale a aproximadamente 1,44 masas solares, y es la masa máxima posible en una enana blanca.

Este valor es proporcional al cuadrado de la fracción de masa de los electrones. En una enana blanca normal hay dos nucleones por cada electrón, lo que equivale a un peso molecular por partícula de 2 pero en determinadas condiciones se puede dar una disminución de la cantidad de electrones mediante su captación por parte de los núcleos. Esto reduciría la masa de Chandrasekhar.

Su valor fue calculado por el astrofísico hindú Subrahmanyan Chandrasekhar.

Es el límite de masa más allá del cual la degeneración de electrones no es capaz de contrarrestar la fuerza de gravedad en un remanente estelar, produciéndose un colapso; dando lugar bien a una estrella de neutrones o bien a un agujero negro. Su valor fue calculado por el astrofísico hindú Subrahmanyan Chandrasekhar.

No todas las novas son binarias con una enana blanca próxima. Quizás una de cada mil no es una binaria, pero su explosión se debe a un fenómeno totalmente diferente que explicaremos más adelante.

Las primeras dudas de que las enanas blancas pudieran ser el producto único y universal de un colapso estelar se plantearon gracias a la obra del astrónomo norteamericano de origen indio Subrahmanyan Chandrasekhar (nacido en 1910).

Chandrasekhar razonó que al entrar una estrella en colapso, la enana blanca que se forma no tiene ya la capacidad de mantener reacciones de fusión y no puede contar con esta energía de fusión para impedir que continúe contrayéndose.

Sin embargo, una enana blanca no se contrae tan estrechamente como podría y, desde lue­go, aunque la enana blanca fuera densa todavía se comportaba en cierto modo como un gas.

Chandrasekhar pudo demostrar que lo que mantiene una enana blanca distendida son los electrones contenidos en la estrella. Los electrones ya no forman parte de los átomos, sino que se mueven al azar como una especie de gas de electrones. Estos electrones se repelen mutuamente, y en el inten­so campo gravitatorio de una enana blanca es capaz de comprimir el gas de electrones más allá de un punto determinado.

Cuanto más masa tiene la enana blanca, más intenso es el campo gravitatorio, y cuanto más intenso es el campo gravitatorio, más comprimido queda el gas de electrones. Se deduce de esto que cuanto más masa tenga la enana blanca, menor será su diámetro.

La capacidad del gas de electrones para resistir la comprensión fallará en algún momento. Chandrasekhar calculó en 1931 que el hundimiento tiene lugar cuando la masa es igual a 1,44 veces la masa del Sol. Este valor se llama "límite de Chandrasekhar".

Resulta que todas las enanas blancas cuyas masas se han determinado contienen sin excepción masas inferiores a 1,44 veces la del Sol.

Se podía, pues, afirmar que todas las estrellas de gran masa estallarían antes de entrar en colapso y expulsarían tanta masa que la parte intacta del núcleo, siempre inferior a 1,44 masas solares, entraría en colapso y se convertiría en una enana blanca.

Sin embargo, Chandrasekhar había planteado una posible duda. ¿Qué pasaría si una estrella tuviera de entrada tanta masa que incluso después de expulsar toda la masa posible, le quedara una cantidad superior a 1,4 veces la masa solar? En tal caso, al colapsarse, no formaría una enana blanca. ¿Qué sucedería?

Cuando una estrella entra en colapso y empieza a contraerse el campo gravitatorio se hace más intenso, los electrones se van apretando contra los protones, hasta llegar el momento en que se ven obligado a combinarse. Cuando esto sucede las cargas opuestas se combinan y como resultado obtenemos un neutrón y estos sumados a los neutrones, ya existentes, la estrella es formada sólo por neutrones. Estos al no tener carga no se repelen y continua contrayéndose hasta estar todos en contacto y tenemos una estrella de neutrones.

que maleducados decir todas esas palabrotas!!! inmorales!!!!incultos !!!!