Quelle est la limite de Chandrasekhar?
La limite de Chandrasekhar est une valeur importante en astrophysique. C'est la limite de masse à laquelle un corps astral non en rotation ne peut plus être supporté par la pression des couches d'électrons dans ses atomes et un effondrement gravitationnel se produit. La limite de Chandrasekhar est d’environ 1,4 masse solaire, soit 2,85x10 30 kg. L'utilisation de la limite de Chandrasekhar est fondamentale pour analyser l'évolution et la disparition des étoiles.
La limite de Chandrasekhar entre en jeu lorsque le combustible nucléaire d’une étoile s’épuise. Pendant toute la durée de vie normale de l'étoile, la pression exercée par les réactions nucléaires contrecarre la force de contraction de la gravité. Finalement, il utilise tout son combustible d'hydrogène et quitte la séquence principale. Tout est en descente à partir de là. L'étoile fusionne des noyaux de plus en plus lourds jusqu'à ce qu'il lui manque la température et la densité de son noyau pour fusionner quoi que ce soit de plus, ou le noyau se transforme en fer, qui est le produit de fusion le plus lourd qui ne peut pas être lui-même fusionné pour produire plus d'énergie.
Au cours des derniers millions d'années de turbulences, de nombreuses étoiles rejettent l'essentiel de leur masse sous forme de vent solaire, laissant derrière elles un noyau beaucoup plus petit. Si le noyau a une masse inférieure à la limite de Chandrasekhar, il formera un nain blanc, un corps de la taille de la Terre mais ayant une masse similaire à celle du Soleil. S'il a plus de masse que la limite de Chandrasekhar, il s'effondrera pour former une étoile à neutrons ou un trou noir, processus susceptible d'initier une supernova.
Une étoile à neutrons est un agrégat de matière ayant une densité telle qu’elle se compose principalement de neutrons poussés directement les uns sur les autres. Les électrons chargés négativement et les protons chargés positivement se combinent pour former des neutrons neutres, formant ainsi la totalité de la matière dans l'étoile. Une étoile à neutrons pèse plus que notre Soleil mais elle n’a que la taille d’une ville, d’un diamètre d’environ 20 km.
Les étoiles les plus lourdes s'effondrent pour former des trous noirs, des points de volume nul et une densité infinie. Ces objets sont adorés par les fans de science-fiction et les physiciens théoriciens.