chandrasekhar bunu 1.20 güneş kütlesi olarak hesaplamış, 1.44 sonradan bulunmuştur.

böyle bir ada sahip bir adamın da bula bula 1.20 gibi bir limit bulması komik olmuş. bana sorsan subrahmanyan chandrasekhar gibi bir ada şöyle 10^22'lik bir sabit gider derim.

kara delikler için baraj puanı mahiyetindedir. bu puanı geçemeyen yıldızlar kara delik olmaya hak kazanamaz. pek tabi yıldızlar ölmeden önce bu sabitin bir hayli üstünde bir kütleye sahip olmalılar ki, kütlelerini kaybede kaybede öldüklerinde yine bu limitin üstünde olabilsinler. yoksa şuan için kütlesi bu limitten birazcık yüksek olan sağlıgı yerinde normal bir yıldız dahi kara delik olamaz, çünkü daha kaybedecegi çok şey^**i vardır.

fakat şöyle de bir extreme durum olabilir; yaşamakta olan yıldızımızın yakıtı yani hidrojeni kültesine oranla şaşılacak derecede küçüktür. hatta bir sonraki petrol ofisine kadar yetmeyecek kadar az ise ve kütlesi chandrasekhar limitine çok yakın ama yinede birazcık fazla ise yakıtı hemen bitip tükenecegi için kütle-enerji dönüşümü çok fazla olmayacak demektir. bu da yıldızımız için kara delik olma şansını arttıracaktır. tabi bir de hidrojeni bittikten sonra yakmaya başladıgı helyumun oranı da önemli. parametreler bitmiyor açıkcası.

(bkz: yıldızların yasam dongusu)

chandrasekhar'in nehirde saliyla seyahat ederken kafasindan hesapladigi yaricap.

yaklasik 3 x 10^30 kg'a esit olan deger.

karalı bir soğuk yıldızın en üst kütlesidir. bu sınırın üstünde bir kütlesi oaln bir yıldız çökerek bir kara delik olu$turur.

bir beyaz cücenin büyüye bilecegi sınırdır. bir yıldızın kimyasal bilesenlerinden bahsedilsede chandrasekhar sınırında, helyumdan oluşmuş bir beyaz cüce için güneşten 44 kat daha büyük bir kütleden bahsedilebilir.

chandrasekhar limiti, kararlı bir beyaz cüce için sahip olabileceği maksimum kütle değerini belirtir. 1930’ta bu limiti öngören hindistanlı astrofizikçi subrahmanyan chandrasekhar’ın ismiyle anılmaktadır. anakol yıldızlarındaki gibi kütleçekimsel çökmeye karşı kuvvet oluşturan ısısal basınçtan farklı olarak beyaz cücelerde bu karşı kuvvet, başlıca olarak elektron yozlaşma basıncı ile sağlanır. chandrasekhar limitinin üzerindeki kütlelerde olan bir yıldız çekirdeğindeki elektron yozlaşma basıncı, yıldızın kendi kütleçekimsel etkilerine karşı koyabilmek için yetersiz kalır. bunun sonucunda bu limitin üzerindeki kütlelere sahip olacak olan yıldız çekirdeği süregelen kütleçekimsel çökme nedeniyle farklı bir yıldızıl artığa; bir nötron yıldızına veya kara deliğe dönüşür. bu limitin altındaki kütlelerde ise kararlı beyaz cüceler olacaktırlar.
limitin günümüzde kabul gören değeri 1.44 *güneş kütlesi (2.864 * 10^30 kg) kadardır.

çok kritik bir limittir. yıldızı ve çevresini her türlü etkiler. ilerleyen zamanlarda oraların karışacağına delalet eder. bir yıldızın zamanı geldiğinde fırtınalar estireceğinin en güzel kanıtıdır. ışıl ışıl parlayan güzel yıldızımız gelecekte tam bir canavara dönüşecektir. ne de güzel olacak. o kadar küçük bir hacme bu kadar yüksek bir malzemenin sıkıştırılması..

gelecekte çok güçlü patlamalara ev sahipliği yapacaktır bu yıldız. daha sonra da kapkara olup etrafına korku salacak ve her şeyi içine çekecektir. düşününce çok heyecanlı. yakınımızda bu denli büyük bir yıldızın olmayışı hüzünlendirse de idare etmek lazım. neyse artık en yakınına yolculuk yapacak araçları tasarlamak ve kullanmak da bizim elimizde..

2,846x10³° kg'dır. bu da 2.846 nonilyon kilogram eder. bir beyaz cücenin kütlesi maksimum bu kadar olabilir. yıldızın işi bittiğinde (öldüğünde) kütlesi bu barajı aşıyorsa, yıldız beyaz cüce değil karadelik ya da nötron yıldızı gibi başka şeylere dönüşür.