Limite de Chandrasekhar: diferenças entre revisões
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== Mecânica Estelar do Limite ==
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 estelas]] parao espaço esterior. 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 tem uma mass 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 entra em colapso. A densidade das estrelas aumentará muito para além da de uma Anã Branca, levando à formação de uma [[Estrela de
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 inmpossivel 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.
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