Quando un essere umano aumenta di peso, aumenta il rischio di infarto; quando una stella nana bianca ingrassa troppo (cioè la massa più grande che una stella nana bianca può avere prima che diventi una supernova è chiamata limite di Chandrasekhar, dal nome dell'astrofisico Subrahmanyan Chandrasekhar, che la sviluppò negli anni '30. Il suo valore è di circa 1,4 sol. , ovvero 1,4 volte la massa del nostro Sole (il valore esatto dipende in qualche modo dalla composizione della nana bianca quanto velocemente sta ruotando, ecc.).
Le nane bianche sono la fine della strada per la maggior parte delle stelle; una volta esaurito tutto il loro "combustibile" di idrogeno disponibile, le stelle a bassa massa liberano i loro gusci più esterni per formare nebulose planetarie, lasciando un nucleo ad alta densità di carbonio, ossigeno e azoto (che è una sintesi, in realtà è un po 'più complicato). La stella non può collassare ulteriormente a causa della pressione della degenerazione degli elettroni, un effetto quantico che deriva dal fatto che gli elettroni sono fermioni (tecnicamente, solo due fermioni possono occupare un dato stato di energia, uno spin up e uno spin down).
Quindi cosa succede nel nucleo di una stella massiccia, una il cui nucleo pesa oltre 1,4 sol? Fintanto che la stella continua a "bruciare" combustibile nucleare - elio, quindi carbonio ecc., Quindi neon, quindi ... - il nucleo non collasserà perché è molto caldo (la pressione della degenerazione degli elettroni non lo regge perché è troppo massiccio ). Ma una volta che il nucleo si stira, non è più possibile bruciare e il nucleo collasserà, in modo spettacolare, producendo una supernova di collasso del nucleo.
C'è un modo in cui un nano bianco può uscire con un botto piuttosto che un piagnucolio; ricevendo un piccolo aiuto da un amico. Se il nano bianco ha un compagno binario vicino e se quel compagno è una stella gigante, parte dell'idrogeno nel suo guscio esterno può finire sulla superficie del nano bianco (ci sono diversi modi in cui ciò può accadere). Il nano bianco aggiunge così massa e ogni tanto esplode il sottile involucro di idrogeno e vediamo una nova. Un giorno, però, la massa in più potrebbe superare il limite, il limite di Chandrasekhar ... la temperatura al suo centro diventa abbastanza alta da far accendere il carbonio, la "fiamma" si diffonde in tutta la stella e diventa un tipo speciale di supernova, una Ia supernova.
Per ulteriori dettagli tecnici sul limite di Chandrasekhar, Richard Fitzpatrick dell'Università del Texas ad Austin ha un corso online di Termodinamica e meccanica statistica, che include una pagina sul limite di Chandrasekhar.
Le supernovae sono molto importanti per l'astronomia, quindi non sarai sorpreso di apprendere che ci sono molte storie di Space Magazine sul limite di Chandrasekhar! Alcuni esempi: le teorie di White Dwarf ottengono più prove, White Dwarf si "avvicina" all'esplosione come Supernova e le Nani Bianche in collisione causano una potente Supernova.
Astronomy Cast Episode 90 (The Scientific Method) include uno sguardo a come Chandrasekhar ha risolto il limite che ora porta il suo nome e Where Do Stars Go When They Die? tratta anche questo argomento.
Riferimenti:
Wikipedia
http://www.bluffton.edu/~bergerd/NSC_111/stars.html
