ES 
EnglishDefault
Українська
Polski
Deutsch⚪ Simulador del Límite de Chandrasekhar — Colapso de una Enana Blanca
Simulación interactiva del límite de Chandrasekhar. Añade masa a una estrella enana blanca mediante acreción y observa cómo la presión de degeneración electrónica la mantiene estable, hasta que supera aproximadamente 1,4 masas solares y colapsa en una supernova o una estrella de neutrones.
Esta simulación interactiva te permite acumular masa sobre una estrella enana blanca mediante una acreción simulada desde una estrella compañera, y observar qué ocurre a medida que se acerca y, finalmente, supera el límite de Chandrasekhar: el techo de aproximadamente 1,4 masas solares más allá del cual la presión de degeneración electrónica ya no puede sostener a la estrella contra la gravedad.
🔬 Qué demuestra
Una enana blanca se sostiene por la presión de degeneración electrónica, un efecto de la mecánica cuántica (derivado del principio de exclusión de Pauli) y no por la presión térmica. A medida que aumenta la masa, la estrella en realidad se encoge (el radio disminuye aproximadamente como M-1/3), comprimiendo los electrones hasta velocidades relativistas. Subrahmanyan Chandrasekhar demostró en 1930 que, por encima de aproximadamente 1,4 masas solares, la presión de degeneración relativista ya no puede ganar, y la estrella debe colapsar.
🎮 Cómo usarlo
Arrastra el control deslizante de masa hacia arriba, o usa Añadir masa e Iniciar acreción continua para simular el flujo de materia desde una estrella compañera. Alterna la composición entre carbono-oxígeno y oxígeno-neón para ver la masa límite y el resultado ligeramente distintos, y ajusta la temperatura superficial para cambiar el color de la estrella. Una vez superado el límite, observa cómo se desarrolla la secuencia de colapso, y luego pulsa Reiniciar para intentarlo de nuevo.
💡 ¿Sabías que...?
Una enana blanca de carbono-oxígeno que alcanza el límite normalmente detona por completo como una supernova de Tipo Ia mediante una fusión de carbono descontrolada, sin dejar ningún remanente compacto — y como estas explosiones alcanzan un brillo máximo sorprendentemente uniforme, se usan como «candelas estándar» para medir distancias cósmicas. Una enana blanca de oxígeno-neón, en cambio, puede sufrir un colapso inducido por captura electrónica directamente hacia una estrella de neutrones.
Sobre esta simulación
El límite de Chandrasekhar, llamado así en honor al astrofísico Subrahmanyan Chandrasekhar, quien lo dedujo en 1930, es la masa máxima —alrededor de 1,4 masas solares para una composición típica de carbono-oxígeno— que puede tener una estrella enana blanca mientras siga sostenida por la presión de degeneración electrónica. Esta simulación modela una enana blanca que gana masa mediante acreción desde una estrella compañera en un sistema binario, encogiéndose según predice la relación masa-radio de la materia degenerada, hasta alcanzar el límite, momento en el que se desarrolla uno de dos destinos dramáticos según su composición interna.
🔬 Qué muestra
Una relación masa-radio simplificada en la que el radio de la enana blanca se reduce a medida que crece su masa y tiende a cero cuando la masa se aproxima al límite de Chandrasekhar, reflejando cómo la presión de degeneración electrónica relativista se debilita frente a la gravedad. Superar el límite desencadena, según la composición, o bien una disrupción termonuclear total (supernova de Tipo Ia, composición carbono-oxígeno) o un colapso inducido por acreción hacia una estrella de neutrones (composición oxígeno-neón, mediante captura electrónica).
🎮 Cómo usarla
Aumenta la masa directamente con el control deslizante, o usa los botones de acreción para simular una estrella compañera que alimenta materia sobre la enana blanca con el tiempo. Cambia la composición para comparar enanas blancas de carbono-oxígeno y de oxígeno-neón, que tienen masas límite y resultados de colapso ligeramente distintos. Ajusta la temperatura superficial únicamente para cambiar el color visual de la estrella, de forma coherente con cómo las enanas blancas se enfrían a lo largo de miles de millones de años.
💡 ¿Sabías que...?
Como las supernovas de Tipo Ia de las enanas blancas de carbono-oxígeno que alcanzan el límite de Chandrasekhar explotan con una luminosidad máxima muy uniforme, sirven como «candelas estándar» para medir distancias cósmicas — la misma técnica que se usó para descubrir la expansión acelerada del universo y la energía oscura en 1998.
Preguntas frecuentes
¿Qué es el límite de Chandrasekhar?
El límite de Chandrasekhar es la masa máxima, aproximadamente 1,4 masas solares, que puede tener una estrella enana blanca mientras se sostiene únicamente por la presión de degeneración electrónica. Por encima de esta masa, la presión de los electrones, comprimidos tanto como permite la mecánica cuántica, ya no puede contrarrestar la gravedad propia de la estrella, y esta debe colapsar o explotar.
¿Qué es la presión de degeneración electrónica?
La presión de degeneración electrónica surge del principio de exclusión de Pauli, que prohíbe que dos electrones ocupen el mismo estado cuántico. Al comprimirse en el volumen diminuto de una enana blanca, los electrones se ven forzados a estados de mayor momento simplemente porque los de menor momento ya están ocupados, generando una presión hacia afuera independiente de la temperatura — muy distinta de la presión térmica que sostiene a las estrellas ordinarias.
¿Por qué una enana blanca se encoge al ganar masa?
De forma contraintuitiva, añadir masa a una estrella degenerada aumenta su densidad lo suficiente como para que la gravedad la comprima en un volumen menor, aunque haya más material. Esto continúa hasta que, cerca del límite de Chandrasekhar, los electrones se vuelven relativistas y el radio de la estrella tiende a cero a medida que la gravedad finalmente supera a la presión de degeneración.
¿Qué ocurre cuando una enana blanca supera el límite de Chandrasekhar?
El resultado depende de la composición. Una enana blanca de carbono-oxígeno normalmente inicia una fusión de carbono descontrolada en todo su volumen, destruyendo por completo la estrella en una supernova de Tipo Ia sin dejar ningún remanente compacto. Una enana blanca de oxígeno-neón-magnesio, en cambio, puede sufrir captura electrónica sobre núcleos de neón y magnesio, eliminando los electrones que proporcionaban soporte de presión y desencadenando un colapso más rápido y silencioso directamente hacia una estrella de neutrones — un proceso llamado colapso inducido por acreción.
¿Es esta simulación físicamente exacta?
No. Utiliza una fórmula masa-radio simplificada e ilustrativa y una cronología comprimida y dramatizada para la secuencia de colapso, en lugar de un cálculo completo de estructura estelar. La física cualitativa —el soporte por presión de degeneración, la reducción del radio con la masa, y los dos canales de colapso distintos según la composición— refleja la astrofísica real, pero los detalles numéricos exactos (escalas temporales, masas límite exactas) se simplifican por claridad.
Añade masa a una enana blanca y observa cómo colapsa en una supernova o una estrella de neutrones al superar el límite de Chandrasekhar.
3D · Renderizador Three.js / WebGL · Objetivo 60 FPS · se ejecuta totalmente en el cliente, sin instalación