Límite de Chandrasekhar para niños

El límite de Chandrasekhar es la masa máxima que puede tener una estrella de tipo enana blanca antes de que cambie drásticamente. Este límite fue calculado por el científico Subrahmanyan Chandrasekhar.

Si una enana blanca supera esta masa, no puede soportar su propio peso y colapsa. Esto puede causar una explosión muy grande llamada supernova de tipo Ia. Estas explosiones esparcen material estelar por el espacio, que luego puede formar nuevas nubes de gas y polvo en el universo.

Solo las estrellas de masa baja o media pueden convertirse en enanas blancas al final de su vida. Si una enana blanca tiene otras estrellas cerca, puede "robar" material de ellas y así aumentar su masa. Si acumula suficiente material y supera el límite de Chandrasekhar, entonces colapsará.

Generalmente, una enana blanca que explota como supernova no se convierte en una estrella de neutrones. Sin embargo, algunas enanas blancas muy grandes, hechas de oxígeno, neón y magnesio, sí pueden convertirse en estrellas de neutrones después de superar este límite. Las enanas blancas nunca se convierten en agujeros negros. Los agujeros negros solo se forman a partir de estrellas mucho más grandes que colapsan de otra manera.

Relaciones radio-masa para una enana blanca modelo. La curva verde usa la ley general de la presión para un gas ideal de Fermi, mientras que la curva azul es para un gas de Fermi ideal no relativista. La línea de color negro marca el límite ultrarrelativista.

¿Qué es una Enana Blanca?

Una enana blanca es lo que queda de una estrella como nuestro Sol después de que ha usado todo su combustible. Es un objeto muy denso y pequeño, del tamaño de la Tierra, pero con una masa similar a la del Sol.

¿Cómo se mantiene estable una Enana Blanca?

Las enanas blancas se mantienen estables gracias a una fuerza especial llamada "presión de degeneración de electrones". Imagina que los electrones dentro de la estrella no pueden estar demasiado cerca unos de otros. Esta "presión" evita que la estrella se colapse por su propia gravedad.

¿Quién descubrió el Límite de Chandrasekhar?

El valor de este límite fue calculado en 1930 por el astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar. Él tenía solo diecinueve años cuando hizo este importante descubrimiento.

¿Cuál es el valor del Límite de Chandrasekhar?

Este límite equivale a aproximadamente 1,44 veces la masa de nuestro Sol. Esto significa que una enana blanca no puede tener una masa mayor a 1,44 masas solares. Si lo hace, la presión de los electrones ya no es suficiente para soportar la fuerza de la gravedad.

¿Qué sucede si se supera el límite?

Cuando una enana blanca supera las 1,44 masas solares, la gravedad gana la batalla. La estrella se comprime rápidamente y explota en una supernova de tipo Ia. Esta es una de las explosiones más brillantes del universo.

Enanas Blancas Especiales

Las enanas blancas que provienen de estrellas un poco más grandes (entre 8 y 10 veces la masa del Sol) son diferentes. Están hechas de oxígeno, neón y magnesio. Cuando estas enanas blancas se acercan al límite de Chandrasekhar, pueden colapsar de una manera distinta. En lugar de una supernova de tipo Ia, pueden explotar en una supernova de tipo Ib o Ic, y el resultado es una estrella de neutrones.

¿Existe un límite similar para otras estrellas?

Sí, de manera similar, también hay un límite para la masa que pueden soportar las estrellas de neutrones. En estas estrellas, son los neutrones los que evitan el colapso. Este límite se llama límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff y es de aproximadamente 2,20 masas solares.