Cuando un humano engorda demasiado, existe un mayor riesgo de ataque cardíaco; cuando una estrella enana blanca engorda demasiado (es decir, la masa más grande que una estrella enana blanca puede tener antes de convertirse en supernova se llama límite de Chandrasekhar, después del astrofísico Subrahmanyan Chandrasekhar, que lo resolvió en la década de 1930. Su valor es de aproximadamente 1,4 soles. , o 1,4 veces la masa de nuestro Sol (el valor exacto depende un poco de la composición de la enana blanca, qué tan rápido está girando, etc.).
Las enanas blancas son el final del camino para la mayoría de las estrellas; Una vez que han utilizado todo su "combustible" de hidrógeno disponible, las estrellas de baja masa se despojan de sus capas más externas para formar nebulosas planetarias, dejando un núcleo de alta densidad de carbono, oxígeno y nitrógeno (eso es un resumen, en realidad es un poco más complicado). La estrella no puede colapsar aún más debido a la presión de degeneración de electrones, un efecto cuántico que proviene del hecho de que los electrones son fermiones (técnicamente, solo dos fermiones pueden ocupar un estado de energía dado, uno gira hacia arriba y uno hacia abajo).
Entonces, ¿qué sucede en el núcleo de una estrella masiva, una cuyo núcleo pesa más de 1.4 soles? Mientras la estrella siga "quemando" combustible nuclear: helio, luego carbono, etc., luego neón, luego ... - el núcleo no colapsará porque está muy caliente (la presión de degeneración de electrones no lo sostendrá porque es demasiado masivo) ) Pero una vez que el núcleo llega al hierro, no es posible quemar más, y el núcleo colapsará, espectacularmente, produciendo una supernova de colapso del núcleo.
Hay una forma en que una enana blanca puede salir con una explosión en lugar de un gemido; obteniendo un poco de ayuda de un amigo. Si la enana blanca tiene un compañero binario cercano, y si ese compañero es una estrella gigante, parte del hidrógeno en su capa externa puede terminar en la superficie de la enana blanca (hay varias maneras en que esto puede suceder). La enana blanca agrega masa, y de vez en cuando explota la delgada envoltura de hidrógeno, y vemos una nova. Sin embargo, un día, la masa adicional puede superar el límite, el límite de Chandrasekhar ... la temperatura en su centro se eleva lo suficiente como para que el carbono 'se encienda', la 'llama' se extienda por toda la estrella y se convierta en un tipo especial de supernova, una Ia supernova.
Para obtener más detalles técnicos del límite de Chandrasekhar, Richard Fitzpatrick, de la Universidad de Texas en Austin, tiene un curso en línea de Termodinámica y Mecánica Estadística, que incluye una página sobre el límite de Chandrasekhar.
Las supernovas son muy importantes para la astronomía, por lo que no te sorprenderá saber que hay muchas historias de la revista Space en el límite de Chandrasekhar. Algunos ejemplos: las teorías de la enana blanca obtienen más pruebas, la enana blanca se “acerca” a explotar como supernova y las enanas blancas colisionantes causaron una supernova poderosa.
Astronomy Cast Episode 90 (The Scientific Method) incluye una mirada a cómo Chandrasekhar resolvió el límite que ahora lleva su nombre, y ¿A dónde van las estrellas cuando mueren? También cubre este tema.
Referencias
Wikipedia
http://www.bluffton.edu/~bergerd/NSC_111/stars.html
