Η χαμηλή μάζα και τα μεσαία αστέρια τελικά γίνονται αστέρια νετρονίων;
Εδώ είναι γιατί:
* αστέρια χαμηλής μάζας (όπως ο ήλιος μας) δεν είναι αρκετά τεράστιες για να ξεπεράσουν την πίεση εκφυλισμού ηλεκτρονίων κατά τη διάρκεια της κατάρρευσης τους. Γίνονται λευκοί νάνοι , τα οποία υποστηρίζονται από αυτήν την πίεση από σφιχτά συσκευασμένα ηλεκτρόνια.
* αστέρια μέσης μάζας (ελαφρώς μεγαλύτερη από τον ήλιο μας) γίνονται επίσης λευκοί νάνοι, περνώντας από μια παρόμοια διαδικασία.
αστέρια νετρονίων μορφή από την κατάρρευση αστέρια υψηλής μάζας (τουλάχιστον 8 φορές τη μάζα του ήλιου μας).
Ακολουθεί μια ανάλυση της διαδικασίας:
1. Όταν ένα αστέρι υψηλής μάζας εξαντλεί το πυρηνικό του καύσιμο, ο πυρήνας του καταρρέει κάτω από τη δική του βαρύτητα. Αυτή η κατάρρευση είναι απίστευτα γρήγορη και βίαιη.
2. Πίεση εκφυλισμού νετρονίων: Ο πυρήνας γίνεται τόσο πυκνός που τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια συνδυάζονται για να σχηματίσουν νετρόνια. Αυτό δημιουργεί ένα πολύ πυκνό, συμπαγές αντικείμενο που ονομάζεται αστέρι νετρονίων, που υποστηρίζεται από την πίεση αυτών των σφιχτά συσκευασμένων νετρονίων.
Επομένως, μόνο τα πιο μαζικά αστέρια τελειώνουν τη ζωή τους ως αστέρια νετρονίων.
