Limite de Chandrasekhar: diferenças entre revisões

O '''Limite de Chandrasekhar''' representa a máxima [[massa]] possivelpossível para uma [[estrela]] do tipo [[anã branca]] (um dos estágios finais das [[estrelas]] que consumiram toda a sua energia) suportada pela [[pressão da degeneração 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 60]]. A prespectivaperspectiva 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 [[neutrino]]s.

Quando Chandrasekhar apresentou o seu trabalho na [[Royal Society]] em [[1935]], foi ridicularizado por Arthur Eddington. Particularmente desagradável para o jovem físico foi o facto de vários físicos europeus não demonstrarem vontade de apoiar publicamente o seu trabalho, apesar de muitos deles o apoiarem em privado. Este comportamento, levou-o a mudar-se para os Estados Unidos, onde se manteve na [[Universidade de Chicago]] até ao fim da sua carreira. O drama associado a este episódio, foi passado a livro com o título: [http://www.amazon.com/Empire-Stars-Obsession-Friendship-Betrayal/dp/061834151X/ref=si3_rdr_bb_product/002-5159539-3473641?ie=UTF8 "Empire of the Stars"] de Arthur I. Miller (não se conhece tradução para português). Muita gente foi de opinião que a "autocracia" de Eddington retardou o avanço da Astrofísica por 10 ou 20 anos.

O calor gerado por [[fusão nuclear]] dos [[átomo]]s de elementos leves em elementos mais pesados no núcleo de uma estrela pressiona a sua atmosfera estelar para o espaço exterior. À medida que a estrela vai gastando a sua energia, a sua atmosfera entra em colapso na direcção do seu núcleo, "puxada" pela [[gravidade]] própria da estrela. Nesta fase, se a estrela temtiver uma massa abaixo do Limite de Chandrasekhar, o colapso é limitado pela [[pressão de degeneração dos electrões]], o que tem como resultado uma anã branca estável. Se a estrela é incapaz de produzir mais energia (o que gerealmente não é o caso das Anãs Brancas) e tem uma massa superior ao Limite de Chandrasekhar, a pressão exercida pelos electrões não consegue resistir à força da gravidade, e a estrela entra em colapso. A densidade das estrelas aumentará muito para além da de uma anã branca, levando à formação de uma [[estrela de neutrões]], [[buraco negro]], ou possivelmente a uma (teórica) [[estrela de quarks]]. Para cada neutrão formado pela fusão de um Protão[[protão]] e de um Electrão[[electrão]] durante o colapso, será libertado um Neutrino[[neutrino]] (para conservar o [[número leptónico]]).

O Limite de Chandrasekhar resulta do facto de ter em conta os efeitos da [[Mecânica Quântica]] considerando o comportamento dos electrões que provocam a pressão degenerativa da anã branca. Electrões, sendo [[fermiões]], não podem estar no mesmo [[nível de energia]], pelo que, quando um electrão de um [[gás]] que está em arrefecimento, é impossível para todos eles fornecerem uma quantidade mínima de energia. Uma grande quantidade de electrões permanece em níveis de energia superiores, o que provoca uma certa pressão, que é puramente "Mecânica Quântica" na sua essência.