Limite de Chandrasekhar

O Limite de Chandrasekhar representa a máxima massa possível para uma estrela do tipo anã branca (um dos estágios finais das estrelas que consumiram toda a sua energia) suportada pela pressão de degenerescência de electrões, e é aproximadamente 3·10³⁰ kg, cerca de 1,44 vezes a massa do Sol. Se uma anã branca (normalmente com cerca de 0,6 vezes a massa do Sol) tiver excedido essa massa por agregação, entrará em colapso, devido ao efeito da gravidade. Pensava-se que este mecanismo daria início a explosões do Tipo Ia supernova, mas esta teoria acabaria por ser abandonada durante a década de 1960. A perspectiva actual é que uma anã branca de oxigénio-carbono atinge uma densidade no seu interior suficiente para iniciar uma reacção de fusão nuclear imediatamente antes de atingir o limite de massa. No entanto, quando estrelas com núcleo de ferro ultrapassam esse limite, entram em colapso, e pensa-se que esse processo inicia uma supernova de Tipo Ib, Ic e II, libertando uma quantidade de energia imensa e provocando uma "inundação" de neutrinos.

O valor preciso do limite depende da composição química da estrela. A fórmula de Chandrasekhar é^[1][2]

${\displaystyle M_{Ch}={\frac {\omega _{3}^{0}{\sqrt {3\pi }}}{2}}\left({\frac {\hbar c}{G}}\right)^{3/2}{\frac {1}{(\mu _{e}m_{H})^{2}}}.}$

onde ${\displaystyle \hbar }$ é a Constante de Planck reduzida, ${\displaystyle c}$ é a velocidade da luz, ${\displaystyle G}$ é a constante gravitacional universal, ${\displaystyle m_{H}}$ é a massa do átomo de hidrogênio, μ_e é a massa molecular média por elétron, e ${\displaystyle \omega _{3}^{0}\approx 2.018236}$ é a constante matemática relacionado a equação de Lane-Emden.