Limite di Chandrasekhar

Il limite di Chandrasekhar stabilisce che una nana bianca, una stella composta principalmente da carbonio e ossigeno in uno stato di materia degenere, non può superare una massa critica pari a circa 1,44 volte quella del Sole. È una soglia massima che determina la stabilità di una nana bianca. Oltre questo limite la stella è destinata a collassare su se stessa e il collasso gravitazionale può portare a fenomeni catastrofici come l'esplosione di una supernova che rilascia enormi quantità di energia, contribuendo all'arricchimento chimico dell'universo, la nascita di una stella a neutroni o di un buco nero. Se invece la massa della nana bianca rimane al di sotto del limite di Chandrasekhar, può rimanere in uno stato di equilibrio per miliardi di anni. Questo limite prende il nome dal fisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar, che lo identificò nel 1930.

Quando la massa è superiore a 1,44 masse solari, la pressione degli elettroni, che contrasta la forza gravitazionale e impedisce alla stella di collassare ulteriormente, non è più sufficiente per sostenere la stella contro il proprio collasso gravitazionale.

Le nane bianche sono lo stadio finale dell'evoluzione di molte stelle con una massa di origine fino a 8 masse solari. Quando queste stelle esauriscono l'idrogeno si espandono fino a diventare delle giganti rosse. Nella fase post-gigante rossa perdono gli strati più esterni e si contraggono su se stesse fino a trasformarsi in una nana bianca con un nucleo composto prevalentemente da elettroni degeneri. La stabilità della nana bianca dipende però dalla massa finale della stella.

• Stelle con meno di 1,44 masse solari
  Entro le 1,44 masse solari, il limite di Chandrasekhar, la pressione degli elettroni degeneri è in grado di bilanciare la forza gravitazionale che spinge la materia verso il nucleo della stella. Si stabilisce così un equilibrio di forze che può durare per miliardi di anni. In questo caso la stella nana bianca è stabile e, pur essendo molto piccola e poco luminosa, può continuare a esistere per decine di miliardi di anni.
• Stelle tra 1,44 e 2,5 masse solari
  Quando la forza gravitazionale interna supera la resistenza esercitata dalla pressione degli elettroni degeneri nel nucleo della stella, si verifica un fenomeno di straordinaria intensità: gli elettroni vengono compressi con forza crescente, costringendoli a una vicinanza sempre maggiore. Questo processo incrementa la densità nucleare della stella, segnando l'inizio di un'ulteriore trasformazione. Durante questa fase critica, elettroni e protoni si fondono tra loro, generando neutrini. Il risultato è la nascita di una stella di neutroni, un corpo celeste di dimensioni ridotte, paragonabili a quelle di un asteroide, ma con una massa che supera quella del Sole.
• Stelle con più di 2,5 masse solari
  Oltre la soglia delle 2,5 masse solari, la situazione cambia radicalmente: la forza gravitazionale diventa preponderante rispetto alla pressione degli elettroni degeneri. In questo caso, se una nana bianca dovesse esplodere in una supernova, il suo destino successivo sarebbe la trasformazione in un buco nero. Questo corpo celeste, caratterizzato da una densità ancora maggiore rispetto a quella di una stella di neutroni, segna un punto di non ritorno, dove la gravità è talmente intensa da non permettere a nulla, nemmeno alla luce, di sfuggirne.