I buchi neri sono oggetti cosmici che sono così dense nulla può sfuggire alla loro attrazione gravitazionale . Un buco nero con una massa 15 volte più grande del Sole avrà un raggio di soli 28 chilometri. Ovviamente , la massa è l'ingrediente fondamentale per la creazione di buchi neri , e il collasso di grandi stelle della sequenza principale costituisce il metodo principale per la loro formazione . Sequenza principale sequenza Stelle

principale si riferisce a quelle stelle che sono nel pieno della loro vita, con la fusione attiva che si svolgono all'interno dei loro nuclei . Queste stelle sono caratterizzate da una relazione diretta tra la loro massa e luminosità . Queste stelle sono tutte un "tipo" di stella , differenziate per tipo , ma non per dimensione , o di massa. Il Sole è una relativamente piccola stella della sequenza principale . Le dimensioni del Sole è stato definito come uno massa solare . Sequenza principale stelle che finirà per diventare buchi neri sono molto più grandi del Sole , in genere superiore a 20-30 masse solari .
Morte di una stella

Una volta principale sequenza stella esaurisce il suo combustibile disponibile , ci sono tre possibili esiti primari per la stella morente : una stella nana bianca , una stella di neutroni o un buco nero . Piccole stelle della sequenza principale , come il Sole, sono destinati a diventare nane bianche . Medie stelle della sequenza principale , in genere tra otto e 20 a 30 masse solari , sono destinati a diventare stelle di neutroni o pulsar . Molto grandi stelle della sequenza principale , maggiore di 20-30 masse solari , diventano buchi neri . Tuttavia , nessun confine concreto esiste per quanto riguarda il formato richiesto per la transizione da una stella di neutroni al buco nero .

Nane bianche

Senza la forza generata dalla loro fusione le reazioni per contrastare le forze di gravità , sequenza principale protagonista collasso. Il risultato è una rapida espansione dei loro strati esterni , formando ciò che è noto come una gigante rossa , e la formazione di una molto piccola , nucleo denso . Una volta che la materia in questo nucleo è compresso al livello di elettroni , il collasso è fermato da elettroni degenerazione . Questa forza atomica contrasta la forza di gravità , e il nucleo stabilizza come nana bianca . Ciò si verifica in nuclei di meno di 1,44 masse solari , noto come il limite di Chandrasekhar .

Stelle di neutroni

Per medie stelle della sequenza principale , il crollo risultati in una supernova . Se il nucleo lasciato supera 1,44 masse solari , la questione sarà compresso tanto che gli elettroni ei protoni si combinano per formare neutroni . A questo punto , il collasso del nucleo viene fermato da degenerazione neutronica , creando una stella di neutroni . Ciò si verifica in nuclei di meno di tre a cinque masse solari .

Buchi neri

Per massicce stelle della sequenza principale , il crollo risultati in un'ipernova . Se il nucleo lasciato supera 3-5 masse solari , la forza di gravità supererà anche la degenerazione dei neutroni . Oltre questo punto , non vi è alcuna forza sinistra che può resistere alla gravità . Il nucleo crollerà a una singolarità , formando un buco nero stellare . La fusione di due stelle di neutroni binarie può anche produrre un buco nero stellare .