Lorsqu'un humain prend trop de poids, il y a un risque accru de crise cardiaque; lorsqu'une étoile naine blanche prend trop de poids (c'est-à-dire que la plus grande masse qu'une étoile naine blanche peut avoir avant qu'elle ne devienne supernova s'appelle la limite de Chandrasekhar, d'après l'astrophysicien Subrahmanyan Chandrasekhar, qui l'a calculé dans les années 1930. Sa valeur est d'environ 1,4 sols , ou 1,4 fois la masse de notre Soleil (la valeur exacte dépend quelque peu de la composition de la naine blanche à quelle vitesse elle tourne, etc.).
Les naines blanches sont la fin de la route pour la plupart des étoiles; une fois qu'elles ont épuisé tout leur «carburant» d'hydrogène disponible, les étoiles de faible masse jettent leurs coquilles les plus à l'extérieur pour former des nébuleuses planétaires, laissant un noyau haute densité de carbone, d'oxygène et d'azote (c'est un résumé, c'est en fait un peu plus compliqué). L'étoile ne peut pas s'effondrer davantage à cause de la pression de dégénérescence des électrons, un effet quantique qui vient du fait que les électrons sont des fermions (techniquement, seuls deux fermions peuvent occuper un état d'énergie donné, un spin up et un spin down).
Que se passe-t-il donc au cœur d'une étoile massive, dont le cœur pèse plus de 1,4 sol? Tant que l'étoile «brûle» du combustible nucléaire - hélium, puis carbone, etc., puis néon, puis… - le noyau ne s'effondrera pas parce qu'il est très chaud (la pression de dégénérescence des électrons ne le maintiendra pas parce qu'il est trop massif) ). Mais une fois que le noyau est repassé, il n'est plus possible de brûler et le noyau s'effondre de façon spectaculaire, produisant une supernova d'effondrement du noyau.
Il y a un moyen pour un nain blanc de sortir avec un coup plutôt qu'avec un gémissement; en obtenant un peu d'aide d'un ami. Si la naine blanche a un compagnon binaire proche, et si ce compagnon est une étoile géante, une partie de l'hydrogène dans sa coquille externe peut se retrouver à la surface de la naine blanche (il y a plusieurs façons de le faire). La naine blanche ajoute ainsi de la masse, et de temps en temps la fine enveloppe d'hydrogène explose, et nous voyons une nova. Un jour, cependant, la masse supplémentaire peut la mettre au-dessus de la limite, la limite de Chandrasekhar… la température en son centre devient suffisamment élevée pour que le carbone «s'enflamme», la «flamme» se propage dans l'étoile, et elle devient un type spécial de supernova, une supernova Ia.
Pour plus de détails techniques sur la limite de Chandrasekhar, Richard Fitzpatrick de l'Université du Texas à Austin propose un cours en ligne de thermodynamique et de mécanique statistique, qui comprend une page sur la limite de Chandrasekhar.
Les supernovae sont très importantes pour l'astronomie, vous ne serez donc pas surpris d'apprendre qu'il y a beaucoup d'histoires Space Magazine sur la limite de Chandrasekhar! Quelques exemples: les théories des nains blancs obtiennent plus de preuves, les nains blancs «proches» d'exploser en tant que supernova et les collisions de nains blancs ont provoqué une puissante supernova.
Astronomy Cast Episode 90 (The Scientific Method) comprend un aperçu de la façon dont Chandrasekhar a déterminé la limite qui porte maintenant son nom, et où vont les étoiles quand elles meurent? couvre également ce sujet.
Références:
Wikipédia
http://www.bluffton.edu/~bergerd/NSC_111/stars.html
