Πώς ξέρετε αν ένα τεράστιο αστέρι θα καταλήξει να είναι νετρονίνη ή μαύρη τρύπα;
1. Η αρχική μάζα έχει μεγαλύτερη σημασία:
* αστέρια με 8-20 ηλιακές μάζες: Αυτά τα αστέρια θα τελειώνουν συνήθως τη ζωή τους ως αστέρια νετρονίων . Μετά από μια έκρηξη σουπερνόβα, ο πυρήνας τους καταρρέει, συμπιέζοντας τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια μαζί για να σχηματίσουν νετρόνια. Το προκύπτον αστέρι νετρονίων είναι απίστευτα πυκνό, γεμάτο μάζα μεγαλύτερη από τον ήλιο σε μια σφαίρα με μέγεθος μιας πόλης.
* αστέρια με πάνω από 20 ηλιακές μάζες: Αυτά τα αστέρια προορίζονται να γίνουν μαύρες τρύπες . Μετά την έκρηξη της σουπερνόβα, ο πυρήνας καταρρέει κάτω από τη δική του βαρύτητα τόσο έντονα ώστε να συμπιέζει πέρα από το σημείο εκφυλισμού νετρονίων. Τίποτα, ούτε καν ελαφρύ, μπορεί να ξεφύγει από την τεράστια βαρυτική έλξη, δημιουργώντας μια μαύρη τρύπα.
2. Άλλοι παράγοντες:
Ενώ η αρχική μάζα είναι ο κύριος οδηγός, άλλοι παράγοντες μπορούν να επηρεάσουν το αποτέλεσμα:
* ταχύτητα περιστροφής: Ένα ταχέως περιστρεφόμενο αστέρι μπορεί να είναι πιο πιθανό να σχηματίσει μια μαύρη τρύπα. Η περιστροφή βοηθά στην εξουδετέρωση της εξωτερικής πίεσης από την κατάρρευση του πυρήνα, οδηγώντας σε ένα πυκνότερο και πιο συμπαγές υπόλοιπο.
* Σύνθεση: Τα αστέρια με υψηλότερες αναλογίες βαρύτερων στοιχείων (όπως το σίδερο) μπορεί να είναι πιο επιρρεπείς στη διαμόρφωση μαύρων οπών. Αυτά τα στοιχεία είναι λιγότερο αποτελεσματικά στην υποστήριξη του πυρήνα από την κατάρρευση.
* Μαγνητικό πεδίο: Ένα ισχυρό μαγνητικό πεδίο μπορεί να επηρεάσει τη διαδικασία κατάρρευσης, ενδεχομένως, καθιστώντας πιο πιθανό να σχηματίσει μια μαύρη τρύπα.
3. Η έκρηξη Supernova:
Η ίδια η έκρηξη της Supernova παίζει ρόλο. Η ποσότητα μάζας που εκτοξεύεται κατά τη διάρκεια της έκρηξης μπορεί να επηρεάσει τη μάζα του τελικού υπολείμματος. Μια μεγαλύτερη απώλεια μάζας μπορεί να σημαίνει ένα αστέρι νετρονίων αντί για μια μαύρη τρύπα.
4. Το όριο Chandrasekhar:
Το όριο Chandrasekhar, περίπου 1,4 ηλιακές μάζες, είναι ένα βασικό όριο. Αυτή είναι η μέγιστη μάζα που ένα αντικείμενο μπορεί να διατηρήσει μέσω της πίεσης του εκφυλισμού ηλεκτρονίων. Τα αστέρια πάνω από αυτό το όριο θα καταρρεύσουν αναπόφευκτα σε αστέρια νετρονίων ή μαύρες τρύπες.
Συνοπτικά:
Η τελική μοίρα ενός μαζικού αστέρι εξαρτάται από μια πολύπλοκη αλληλεπίδραση παραγόντων, αλλά η αρχική μάζα είναι ο κυρίαρχος παράγοντας. Τα αστέρια με μάζες μεταξύ 8-20 ηλιακών μαζών θα γίνονται τυπικά αστέρια νετρονίων, ενώ εκείνοι με μάζες που υπερβαίνουν τις 20 ηλιακές μάζες είναι πιθανό να τερματίσουν τη ζωή τους ως μαύρες τρύπες.
