* 白いドワーフの安定性： 白いd星は、主に縮退した電子で構成される非常に密な物体です。これらの電子によって加えられた圧力は、重力の内側の引っ張りに反動し、星を安定させます。
* Chandrasekharの制限： Chandrasekharの制限は、この電子変性圧力が重力に抵抗するには不十分になる前に、白いd星が保持できる最大質量を表します。
* 崩壊： 質量がこの制限を超えると、電子はプロトンと結合し、ニュターンを形成し、ニュートリノを放出することを余儀なくされます。このプロセスにより、白い小人が壊滅的に崩壊し、計り知れないエネルギーが放出されます。
* 中性子星形成： 崩壊したコアは信じられないほど濃くなり、中性子の星を形成します。これらの星の直径はわずか数キロメートルですが、私たちの太陽よりも大きい質量が含まれています。それらは、中性子の変性圧力によって支えられています。
* 超新星： 白い小人の崩壊は、タイプIA超新星を引き起こす可能性があります 、宇宙で最も明るい出来事の1つ。この爆発は、大量のエネルギーと重元素を放出し、星間媒体を豊かにします。
要約すると、チャンドラセカールの限界に到達することは、白いドワーフの命の終わりと、強力な超新星爆発を伴う中性子星への劇的な変化の始まりを意味します。
