¿Cuál es el límite de Chandrasekhar?

Las estrellas funcionan con energía nuclear. Cuatro núcleos de hidrógeno (protones) se fusionan en el núcleo de helio, y esto produce calor.

Cuando estas estrellas se quedan sin hidrógeno, comienzan a fusionar helio en carbono, y después de la combustión del carbono pasan por la combustión de oxígeno, silicio y finalmente forman un núcleo de hierro. Cuando este núcleo de hierro alcanza una masa de 1,44 masas solares, la estrella ha enriquecido una especie de límite mágico, conocido como el límite chandrasekhar llamado así por el gran chandrasrkhar subrahmanyan cuya teoría sobre el colapso de Steller se remonta a 1930.
en este punto (más allá del límite de chandrasekhar de 1.44 masas solares) la presión generada por el calor en el núcleo ya no puede resistir la poderosa presión hacia adentro debido a la gravedad. entonces el núcleo colapsa sobre sí mismo, causando una explosión externa de supernova.

En la alta densidad del colapso del núcleo, los electrones y protones se fusionan para formar neutrones. Se crea una estrella de neutrones. Si la masa de la estrella es mucho, mucho más grande que la masa solar, la gravedad domina incluso a la estrella de neutrones. El colapso continúa sin cesar, y el resultado es el último cadáver de Steller: el Agujero Negro.
recibió el premio Nobel de física en 1983 por estos logros.

El límite de Chandrashekar es la masa más estable de una enana blanca. En el caso de las enanas blancas, su masa aumenta a medida que disminuye su radio. Se acepta como 1.4M (2.765 × 1030 kg) veces la masa del Sol.
Cualquier enana blanca menor de 1.4 seguirá siendo una enana blanca para siempre, mientras que cualquier cosa más de Woll resultará en una Supernova.
Cuando Chandrasekhar, un astrofísico indio inicialmente propuso esto, los científicos no les creyeron, ya que esto significaría la existencia de agujeros negros que en aquel entonces la gente no creía que existieran en teoría. Más tarde se demostró que era cierto en algún lugar a fines de los años 50 y principios de los 60.

Es el límite que especifica la masa de un cuerpo celeste para convertirse en un agujero negro o una enana blanca o explorará una supernova.

Esto fue propuesto por subhramanyan chandrasekhar, un físico indio que descubrió estas unidades. El valor actualmente aceptado del límite es de aproximadamente 1.4 UA (2.765 × 10 a la potencia 30).

Esta es la teoría que propuso:

Si una estrella de secuencia principal no es demasiado masiva (menos de aproximadamente 8 masas solares), eventualmente arrojará suficiente masa para formar una enana blanca que tenga una masa por debajo del límite de Chandrasekhar, que consistirá en el núcleo anterior de la estrella. Para las estrellas más masivas, la presión de degeneración de electrones no evitará que el núcleo de hierro se colapse a una densidad muy grande, lo que conducirá a la formación de una estrella de neutrones, un agujero negro o, especulativamente, una estrella de quark.

Entonces ahí lo tienes.

Que tengas un buen día y estoy abierto a sugerencias 😉

Es un límite establecido para las enanas blancas. El universo no puede tener un tamaño (especialmente masa) de enanas blancas que supere el límite de chandrasekar (esta es una respuesta muy breve a la pregunta).

Enanas blancas: son objetos muy pequeños y brillantes en el universo, se forman después de que cuando el sol pierde todo su combustible, el sol (incluso el sol en nuestro sistema solar terminará haciendo esto) explotaría (esta explosión se llama supernova) y finalmente forma un pequeño objeto más denso llamado enanas blancas.

Para saber más sobre el límite de chandrasekhar, mira este video:

El límite de Chandrasekhar puede considerarse como la masa mínima de una estrella para que colapse y se convierta espontáneamente en un agujero negro. Si una estrella tiene esta masa o más, no se mantendrá estable como una enana blanca. Explotará o colapsará para formar una estrella de neutrones o un agujero negro.

Su valor es [matemático] 2.765 × 10 ^ {30} kg [/ matemático] o 1.4 veces la masa del Sol.

Fuente: límite de Chandrasekhar – Wikipedia

A⚡K

Límite de Chandrasekhar: limita el tamaño de la estrella … Hay un límite cósmico para el tamaño de la estrella …

Si una estrella tiene una masa inferior al límite de chandrasekhar, el estado final de la estrella será una enana blanca con un radio de unos pocos miles de millas y una densidad de cientos de toneladas por pulgada cúbica.

Si la estrella tiene una masa igual al límite de chandrasekhar, entonces la estrella será una estrella de neutrones con un radio de solo diez millas aproximadamente y una densidad de cientos de millones de toneladas por pulgada cúbica.

Si una masa de estrellas es mayor que el límite de chandrasekhar, terminará como un agujero negro …

El límite de Chandrasekhar también proporciona respuesta para estas preguntas

• ¿Qué sucede dentro de una estrella moribunda?
• ¿Qué pasa si una estrella muere?
• ¿Por qué se produce supernova e hipernova?
• ¿Cómo nació un agujero negro?

Hay un gran libro llamado teoría de todo de Stephen w hawking. Prefiero comprarlo si quieres saber más sobre todo.

El límite de Chandrashekhar es la masa mínima de una estrella para convertirse en un agujero negro. La masa de la estrella debe ser 20 veces la masa del sol para convertir la estrella en un pequeño agujero negro. El que encontró este límite SUBRHAMANYAM CHANDRASHEKHAR siempre trabajó cuán grande fue La estrella podría estar y seguir trabajando en su propia gravedad después de que haya usado todo su combustible. La idea era esta: cuando una estrella se queda sin combustible, las partículas de materia se acercan entre sí y, según la teoría del principio de exclusión de Pauli, cada partícula tendrá velocidades diferentes y estas partículas se alejarán entre sí y, por lo tanto, la estrella se expandirá

El límite de Chandrasekhar es la masa máxima de una estrella enana blanca estable.

Esto lo ayudará a comprender en detalle el límite de Chandrasekhar:

Límite de Chandrasekhar

El límite de Chandrasekhar es esa masa umbral que requiere una estrella más allá de la cual solo una estrella puede convertirse en un agujero negro.

El valor actualmente aceptado del límite es de aproximadamente 1.39 M (2.765 × 10

kg). Aquí M representa la masa del sol, por lo que si una estrella pesa más de 1,39 veces la masa de nuestro sol, es probable que se convierta en un agujero negro después de completar la etapa de enana blanca.

La masa máxima estable de una estrella fría estable es el límite de chandrashekhar (1,5 × masa del sol). Las estrellas que tienen una masa mayor que el límite de chandrashekhar no tienen fuerza para resistir su colapso y finalmente colapsan en un agujero negro …

El límite de Chandrashekhar es la masa igual a una vez y media la masa del sol. Una estrella fría con una masa mayor que esta no podría sostenerse contra su propia gravedad y se convertiría en un agujero negro.

Una estrella con una masa inferior a este límite deja de contraerse y se establece en un estado finito como una enana blanca.

Respuesta: límite de Chandrasekhar

Una estrella que excede cierta cantidad de masa se convertirá en un agujero negro. Ese límite de masa se llama límite de Chandrashekhar.
(Si algún detalle técnico es incorrecto, sugiera editar)

Es la masa máxima de una estrella enana estable. Después de este límite, la estrella se vuelve supernova.