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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.

Relation masse-rayon d'une naine blanche (courbe rouge). On observe effectivement que lorsque le rayon de l'étoile diminue, la masse tend vers une limite de 1,44 masse solaire. Les courbes verte et bleue représentent les cas d'un polytrope γ=5/3 et γ=4/3. Les points magenta, cyan et jaune représentent les coordonnées des étoiles Sirius B, Stein 2051 et 40 Eri B.

La chaleur générée par une étoile repousse l'atmosphère à l'extérieur et permet à l'étoile de résister aux forces de gravitation. Lorsque l'étoile à épuisé son combustible, l'atmosphère s'effondre jusqu'au cœur de l'étoile. Si celle-ci possède une masse inférieure à la limite de Chandrasekhar, l'effondrement est limité par la pression de dégénérescence des électrons, ce qui résulte en une naine blanche stable. Mais si 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 qui lui procure assez de matière pour excéder la limite de Chandrasekhar, 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.