Limite de Chandrasekhar
La limite de Chandrasekhar est la masse maximale d'une naine blanche et vaut 1,44 fois la masse solaire, soit 3 × 1030 kg.
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L'énergie lumineuse générée par une étoile dans son coeur produit une pression de radiation qui contre-balance la force de gravitation qui tend à contracter l'étoile. Lorsque le coeur d'une étoile a épuisé son combustible — son hydrogène, la pression de radiation disparaît, et l'étoile se contracte. Cet effondrement produit un rayonnement d'énergie gravitationelle. Cela a deux effets. Le premier est que l'atmosphère de l'étoile est repoussée vers l'extérieur, tandis que le coeur de l'étoile lui se contracte véritablement. Si ce coeur possède une masse inférieure à la limite de Chandrasekhar, l'effondrement est limité par la pression de dégénérescence des électrons. Le résultat est alors une naine blanche stable, ainsi que l'apparition pendant quelques millions d'années d'une nébuleuse planétaire.
Cependant, si le coeur de l'étoile a une masse supérieure à la limite de Chandrasekhar, la pression de dégénérescence n'est plus suffisante pour s'opposer à la gravité et l'étoile continue donc de s'effondrer et devient soit une étoile à neutrons, soit un trou noir.
Si une naine blanche est dans un système binaire avec une étoile géante, elle attire vers elle la matière de l'étoile géante. Un phènomène d'accrétion plus ou moins stable a lieu. On dit alors que la naine blanche «accrète» la matière de l'étoile secondaire. La masse de la naine blanche ainsi s'accroit. Il arrive alors que la masse de la naine blanche elle-même excède la limite de Chandrasekhar. Dans ce cas, l'étoile s'effondre et devient une supernova de type Ia.
La limite fut calculée en 1930 par le physicien Indien autodidacte Subrahmanyan Chandrasekhar alors âgé de 20 ans. Chandrasekhar découvrit que Eddington et Fowler avaient oublié de tenir compte des effets de la relativité dans leur calculs. Eddington s'opposa pendant longtemps à Chandrasekhar à tel point que celui-ci écrivit en 1939 un livre concernant la structure des étoiles qui ferma définitivement la question.
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