El límite de Chandrasekhar es un valor importante en astrofísica . Es el límite de masa en el que un cuerpo astral no giratorio ya no puede ser soportado por la presión de las capas de electrones en sus átomos, y se produce el colapso gravitacional. El límite de Chandrasekhar es de aproximadamente 1,4 masas solares, o 2,85 x 10 30 kg. El uso del límite de Chandrasekhar es fundamental para analizar la evolución y desaparición de las estrellas.

Cuando una estrella alcanza el límite de Chandrasekhar, colapsa y puede formar una supernova.

El límite de Chandrasekhar entra en juego cuando el combustible nuclear de una estrella se agota. Durante la vida normal de la estrella, la presión hacia el exterior de las reacciones nucleares contrarresta la fuerza de contracción de la gravedad . Finalmente, consume todo su combustible de hidrógeno y se aparta de la secuencia principal. Todo es cuesta abajo desde allí. La estrella fusiona núcleos cada vez más pesados ??hasta que le falta la temperatura y la densidad en su núcleo para fusionar algo más, o el núcleo se convierte en hierro, que es el producto de fusión más pesado que no puede fusionarse para producir más energía.

Si el núcleo de una estrella tiene más masa que el límite de Chandrasekhar, puede convertirse en un agujero negro.

A lo largo de los turbulentos últimos millones de años de su vida, muchas estrellas expulsan la mayor parte de su masa en forma de viento solar, dejando atrás un núcleo mucho más pequeño. Si el núcleo tiene menos masa que el límite de Chandrasekhar, formará una enana blanca, un cuerpo del tamaño de la Tierra pero con una masa similar a la del Sol. Si tiene más masa que el límite de Chandrasekhar, colapsará para formar una estrella de neutrones o un agujero negro , un proceso con el potencial de iniciar una supernova .

Una estrella de neutrones es una agregación de materia con tanta densidad que en su mayoría consiste en neutrones empujados directamente juntos. Los electrones cargados negativamente y los protones cargados positivamente se combinan para formar neutrones neutros, y eso forma la totalidad de la materia en la estrella. Una estrella de neutrones pesa más que nuestro Sol, pero solo tiene el tamaño de una ciudad, con un diámetro de aproximadamente 20 km.

Las estrellas más pesadas colapsan para formar agujeros negros, puntos de volumen cero y densidad infinita. Estos objetos son adorados tanto por los fanáticos de la ciencia ficción como por los físicos teóricos .

Una estrella de neutrones es una agregación de materia con tanta densidad que en su mayoría consiste en neutrones empujados directamente juntos.