La masse de Chandrasekhar est la masse maximale que la pression de dégénérescence électronique d'un objet peut supporter sans qu'il y ait d'effondrement gravitationnel. Elle intervient lorsque de la matière s'accumule autour d'un objet fait de matière dégénérée, comme une naine blanche ou un cœur d'étoile massive. La limite fut calculée en 1930 par le physicien indien Subrahmanyan Chandrasekhar alors âgé de lors d'un voyage en paquebot de Bombay vers l'Angleterre. 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. La physique évoquée ci-dessous porte principalement sur la dégénérescence électronique. Matière dégénérée La matière est dite dégénérée lorsque sa densité et sa « faible » température font que les fermions (électrons principalement) occupent des niveaux d'énergie plus élevés que ce que la distribution de Maxwell prédit. Cela lui donne des propriétés particulières, à savoir : très faible compressibilité à masse constante ; pression et densité quasi indépendantes de la température ; conductivité thermique très élevée. Les corps composés de matière dégénérée sont toujours très massifs (de l'ordre de ) et autogravitants, car un confinement considérable est nécessaire pour le maintien de cette matière. Par exemple, la matière composant une naine blanche a une densité de l'ordre d'un million de fois celle de l'eau, à une température de plusieurs centaines de milliers de degrés. Extraite de l'intense confinement et mise dans un environnement plus familier, cette matière exploserait et se diluerait très rapidement. Les équations d'état sont assez faciles à calculer pour des gaz supposés fortement dégénérés et soit non-relativistes, soit ultrarelativistes. Pour un gaz fortement dégénéré non-relativiste, l'équation d'état s'écrit .

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Proximité ontologique
Concepts associés (18)
Naine blanche
vignette| est une naine blanche visible comme un petit point en bas à gauche de , beaucoup plus brillante. Si ce système était observé dans le domaine des rayons X, Sirius B apparaîtrait alors plus brillante que son compagnon du fait que sa surface est significativement plus chaude. Photographie prise le 15 octobre 2003 par le télescope spatial Hubble. Une naine blanche est un objet céleste de forte densité, issu de l'évolution d'une étoile de masse modérée (de trois à quatre masses solaires au maximum) après la phase où se produisent des réactions thermonucléaires.
Supernova
vignette|Le rémanent de supernova de Kepler (ou SN 1604) vu par les trois grands télescopes spatiaux : Chandra (en rayons X), Hubble (dans le spectre visible) et Spitzer (en infrarouge), avec une vue recombinée (image principale). Une supernova est l'ensemble des phénomènes qui résultent de l'implosion d'une étoile en fin de vie, notamment une gigantesque explosion qui s'accompagne d'une augmentation brève mais fantastiquement grande de sa luminosité.
Étoile à neutrons
thumb|300px|RX J1856.5-3754, une étoile à neutrons isolée proche du Système solaire, dont l'émission de surface est vue par le télescope spatial Hubble. Une étoile à neutrons est un astre principalement composé de neutrons maintenus ensemble par les forces de gravitation. De tels objets sont le résidu compact issu de l'effondrement gravitationnel du cœur de certaines étoiles massives lorsque celles-ci ont épuisé leur combustible nucléaire. Une étoile à neutrons peut présenter différents aspects.
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