Il limite
di Chandrasekhar, dal nome dello scienziato indiano Subramanyan
Chandrasekhar che lo calcolò negli anni trenta, è il massimo valore
della massa che può avere una stella nana bianca in condizioni di stabilità.
Questo valore è di 1,44 masse solari. La vita di una stella è una incessante
lotta tra la il peso della stella stessa, che tende a schiacciarla, e
qualcos’altro che vi si oppone. In base alla densità della stella, la
pressione che si oppone alla gravità è fornita da:
| Plasma stellare (stelle normali) |
Gas che, a causa della elevata temperatura, è formato da atomi “spezzati” in elettroni e ioni positivi. Come tutti i gas, si comporta seguendo la legge fondamentale dei gas PV=nRT. La pressione che bilancia la gravità delle stelle è dunque l’agitazione termica del plasma che è proporzionale alla sua temperatura. |
| Plasma “degenerato” (stelle nane bianche) |
Quando però la gravità raggiunge valori troppo elevati, subentra fra gli elettroni un effetto quantistico che rinforza la ordinaria repulsione fra le particelle e che permette a questa materia degenerata di sostenere una pressione molto più grande, fino al limite massimo che è appunto il limite di Chandrasekhar. |
| Fluido di Neutroni (stelle di neutroni) |
Se la massa della stella supera il limite di Chandrasekhar di 1,44 masse solari, l’effetto quantistico che interessa gli elettroni non riesce più a bilanciare la pressione: i protoni si combinano con gli elettroni trasformandosi in neutroni. Questo gas degenere di neutroni può resistere a pressioni molto più elevate. |
| (Buchi neri) |
Se però la densità di una stella supera il fantastico valore di 100 milioni di tonnellate per centimetro cubo, niente può resistere alla gravità: la stella collassa fino a “scomparire” dal nostro Universo. E’ diventata un buco nero. |