Masse de Chandrasekhar

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La masse de Chandrasekhar ou limite de Chandrasekhar correspond à la masse limite (qui correspond à 1,44 fois celle du Soleil) qu'une naine blanche ayant épuisé son carburant. A ce stade elle ne peut exister que grâce à la pression de Fermi, peut atteindre sans devenir une étoile à neutron ou s'effondrer en trou noir. En effet, passé la limite de Chandrasekhar, la pression de Fermi ne peut plus soutenir l'étoile. Cette limite a été calculée en 1930 par le physicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar. Il découvre alors que Arthur Eddington et Ralph H. Fowler n'avaient pas pris en compte dans leurs calculs, les effets de la relativité générale.

Elle intervient notamment lorsque de la matière s'accumule autour d'un objet constitué de matière dite dégénérée comme une naine blanche ou le cœur d'une étoile massive. On qualifie la matière de dégénérée lorsque sa densité et sa faible température font que les électrons ne se trouvent plus à leur place habituelle. Cela donne des propriétés particulières à la matière: très peu compressible, la pression devient indépendant de la température et de la densité, la matière dégénérée est un excellent conducteur thermique.

Les corps composés de matière dégénérée sont généralement très lourds (au alentour de 1030 kg, 10 suivi de 30 zéros) et isolé.

La masse de Chandrasekhar intervient notamment dans la formation de supernova de types I et II.

Graphique représentant la relation taille-masse d'une naine blanche.

Les naines blanches sont constituées de matière dégénérée, pour donner un ordre d'idée elle pèse le poids du Soleil, mais ne sont guère plus grandes que la terre. Au fil du temps, la masse de l'étoile augmente tandis que la taille diminue, ce qui fait augmenter la température et un peu avant la masse de Chandrasekhar, la température est telle que la fusion du carbone commence, ce qui fait considérablement augmenter la température et la quantité d'énergie libérée devient telle qu'au bout d'un moment, elle dépasse l'énergie de liaison gravitationnelle (qui permet à l'étoile de ne pas s'effondrer sous son propre poids), ce qui provoque une supernova de type Ia.

Les étoiles massives (plus de douze fois le poids du Soleil) sont si chaudes que le silicium fusionne pour donner du nickel 56 qui se désintègre très rapidement en fer 56. Lorsque le silicium centrale a été entièrement transformé, il reste un noyau de fer et de nickel 56 entouré d'une couche de silicium qui elle continue de se transformer. Le noyau se contracte jusqu'à ce que la matière devienne de la matière dégénérée. Lorsque la masse de l'étoile dépasse la masse de Chandrasekhar, elle s'effondre sous son propre poids et déclenche une supernova qui donne une étoile à neutron d'un taille de plusieurs dizaines de kilomètre et pesant environ 1,5 Soleil.

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