Límite de Chandrasekharefecto
Una enana blanca es una estrella del tamaño de la Tierra pero con la masa del Sol. Lo que le permite resistir la gravedad es la presión cuántica de los electrones. El límite de Chandrasekhar es la masa a la que los electrones «se rinden» y la estrella se comprime en una estrella de neutrones o colapsa en un agujero negro. Aproximadamente, 1.4 masas solares.
How it works
En una enana blanca, los electrones llenan todos los niveles de energía más bajos (principio de exclusión de Pauli). Al comprimirse, adquieren una enorme energía cinética, creando presión. Si la masa supera el límite, ni siquiera los electrones relativistas pueden detener el colapso, y el núcleo se convierte en una estrella de neutrones.
💡 Es precisamente debido a este límite que las enanas blancas que explotan se han convertido en «faros» cósmicos con los que se mide la expansión del universo.
M_{\text{Ch}} = \frac{\omega_3^0 \sqrt{3\pi}}{2} \left(\frac{\hbar c}{G}\right)^{3/2} \frac{1}{(\mu_e m_H)^2}
ω_3^0 — constante de Lane–Emden para la politropa de índice n=3 (aproximadamente 2.018), ℏ — constante de Planck reducida (ℏ ≈ 1.0546×10⁻³⁴ J·s), c — velocidad de la luz (c ≈ 3×10⁸ m/s), G — constante gravitacional (G ≈ 6.674×10⁻¹¹ N·m²/kg²), μ_e — masa molecular media por electrón (para carbono completamente ionizado μ_e = 2), m_H — masa del átomo de hidrógeno (m_H ≈ 1.673×10⁻²⁷ kg).
M_{\text{Ch}} \approx 1.4 \, M_{\odot}
M_☉ — masa del Sol (M_☉ ≈ 1.989×10³⁰ kg), valor numérico alrededor de 1.4 masas solares.