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El Limite de Chandrasekhar es la maxima masa posible de una estrella fria estable sobre la cual colapsa para convertirse en un agujero negro o estrella de neutrones.

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 que origina una estrella de neutrones o un agujero negro. Existe también, al menos en teoría, 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. Si una enana blanca supera el limite de Chandrasekhar , esta se colapsa para convertirse en una estrella de neutrones.

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 indio Subrahmanyan Chandrasekhar.

Véase también

[1] ca:Límit de Chandrasekhar cs:Chandrasekharova mez eo:Limigo de Chandrasekhar fi:Chandrasekharin raja gl:Límite de Chandrasekhar he:גבול צ'נדראסקאר hu:Chandrasekhar-határ id:Batas Chandrasekhar it:Limite di Chandrasekhar ja:チャンドラセカール限界 ko:찬드라세카르 한계 nl:Chandrasekhar-limiet nn:Chandrasekhargrensa no:Chandrasekhars grense ru:Предел Чандрасекара sk:Chandrasekharova medza sv:Chandrasekhargränsen ta:சந்திரசேகர் வரையரை vi:Giới hạn Chandrasekhar zh:錢德拉塞卡極限

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