Il tipo di stella di sequenza principale che diventa un buco nero

I buchi neri sono oggetti cosmici che sono così denso nulla può sfuggire loro attrazione gravitazionale. Un buco nero con una massa 15 volte più grande di quanto il sole avrà un raggio di appena 28 miglia. Ovviamente, la massa è l'ingrediente chiave per la creazione di buchi neri, e il crollo delle stelle di sequenza principale molto grande forma il metodo principale per la loro formazione.

Stelle di sequenza principale

Sequenza principale si riferisce a quelle stelle che sono nel fiore della loro vita, con fusione attivo che si svolgono all'interno dei loro nuclei. Queste stelle sono caratterizzate da un rapporto diretto tra la loro massa e luminosità. Queste stelle sono tutti un "tipo" di stelle, differenziato non dal tipo ma di dimensione o massa. Il sole è una stella di sequenza principale relativamente piccolo. La dimensione del sole è stata definita come una massa solare. Stelle di sequenza principale che finirà per diventare buchi neri sono molto più grandi di quello del sole, in genere maggiore di 20-30 masse solari.

Morte di una stella

Una volta che una stella di sequenza principale esaurisce il suo combustibile disponibile, ci sono tre possibili risultati primari per la stella morente: una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero. Stelle di sequenza principale piccolo, come il sole, sono destinati a diventare nane bianche. Stelle di sequenza principale media, generalmente fra otto e 20-30 masse solari, sono destinati a diventare stelle di neutroni o Pulsar. Stelle di sequenza principale molto grande, maggiore di 20-30 masse solari, si trasformerà in buchi neri. Tuttavia, nessun limite di cemento esiste per quanto riguarda la dimensione necessaria per la transizione da una stella di neutroni al buco nero.

Nane bianche

Senza la forza generata dalle loro reazioni di fusione per neutralizzare le forze di gravità, stelle di sequenza principale collasso. Il risultato è una rapida espansione del loro strati esterni, formando ciò che è noto come una gigante rossa e la formazione di un nucleo molto piccolo, denso. Una volta che la questione in questo nucleo è compresso al livello degli elettroni, il crollo viene interrotta da degenerazione dell'elettrone. Questa forza atomica contrasta la forza di gravità, e il nucleo si stabilizza come una nana bianca. Questo problema si verifica nei nuclei di meno di 1,44 masse solari, conosciute come il limite di Chandrasekhar.

Stelle di neutroni

Per le stelle di sequenza principale medio, il crollo si traduce in una supernova. Se il nucleo ha lasciato supera 1,44 masse solari, la questione verrà compresso tanto che elettroni e protoni si combinano ai neutroni di forma. A questo punto, il collasso del nucleo viene interrotta da degenerazione di neutroni, creando una stella di neutroni. Questo problema si verifica nei nuclei di meno di tre a cinque masse solari.

Buchi neri

Per le stelle di sequenza principale massiccio, il crollo si traduce in un'ipernova. Se il nucleo ha lasciato supera tre a cinque masse solari, la forza di gravità supererà anche la degenerazione di neutroni. Oltre questo punto, non c'è nessuna forza che può resistere alla gravità. Il nucleo collasserà in una singolarità, formando un buco nero stellare. La fusione di due stelle di neutroni binarie può anche produrre un buco nero stellare.


POTREBBE PIACERTI ANCHE