{"id":1111,"date":"-0001-11-30T00:00:00","date_gmt":"-0001-11-29T23:10:04","guid":{"rendered":""},"modified":"-0001-11-30T00:00:00","modified_gmt":"-0001-11-29T22:00:00","slug":"1111","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/1111\/","title":{"rendered":"Che cosa \u00e8 il limite di Chandrasekhar?"},"content":{"rendered":"

Il limite
\n di Chandrasekhar, dal nome dello scienziato indiano Subramanyan
\n Chandrasekhar<\/a> che lo calcol\u00f2 negli anni trenta, \u00e8 il massimo valore
\n della massa che pu\u00f2 avere una stella nana bianca in condizioni di stabilit\u00e0.
\n Questo valore \u00e8 di 1,44 masse solari. La vita di una stella \u00e8 una incessante
\n lotta tra la il peso della stella stessa, che tende a schiacciarla, e
\n qualcos’altro che vi si oppone. In base alla densit\u00e0 della stella, la
\n pressione che si oppone alla gravit\u00e0 \u00e8 fornita da:<\/font><\/p>\n\n\n\n\n\n\n
Plasma
\n stellare
\n (stelle normali)<\/font><\/td>\n		Gas
\n che, a causa della elevata temperatura, \u00e8 formato da atomi “spezzati”
\n in elettroni e ioni positivi. Come tutti i gas, si comporta seguendo
\n la legge fondamentale dei gas PV=nRT. La pressione che bilancia la
\n gravit\u00e0 delle stelle \u00e8 dunque l’agitazione termica del plasma che
\n \u00e8 proporzionale alla sua temperatura.<\/font><\/td>\n<\/tr>\n
Plasma
\n “degenerato” (stelle nane bianche)<\/font><\/td>\n		Quando
\n per\u00f2 la gravit\u00e0 raggiunge valori troppo elevati, subentra fra gli
\n elettroni un effetto quantistico <\/i>che rinforza la ordinaria
\n repulsione fra le particelle e che permette a questa materia degenerata
\n di sostenere una pressione molto pi\u00f9 grande, fino al limite massimo
\n che \u00e8 appunto il limite di Chandrasekhar<\/i>.<\/font><\/td>\n<\/tr>\n
Fluido
\n di Neutroni (stelle di neutroni)<\/font><\/td>\n		Se
\n la massa della stella supera il limite di Chandrasekhar di 1,44 masse
\n solari, l’effetto quantistico che interessa gli elettroni non riesce
\n pi\u00f9 a bilanciare la pressione: i protoni si combinano con gli elettroni
\n trasformandosi in neutroni. Questo gas degenere di neutroni pu\u00f2 resistere
\n a pressioni molto pi\u00f9 elevate.<\/font><\/td>\n<\/tr>\n
(Buchi
\n neri)<\/font><\/td>\n		Se
\n per\u00f2 la densit\u00e0 di una stella supera il fantastico valore di 100 milioni
\n di tonnellate per centimetro cubo, niente pu\u00f2 resistere alla gravit\u00e0:
\n la stella collassa fino a “scomparire” dal nostro Universo.
\n E’ diventata un buco nero.<\/font><\/td>\n<\/tr>\n<\/tbody>\n<\/table>\n

<\/p>\n

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