Ο Τύπος της Κύριας Ακολουθίας Αστέρι που γίνεται μια μαύρη τρύπα

Οι μαύρες τρύπες είναι κοσμικά αντικείμενα που είναι τόσο πυκνά τίποτα δεν μπορεί να ξεφύγει από τη βαρυτική έλξη τους . Μια μαύρη τρύπα με μάζα 15 φορές μεγαλύτερη από τον Ήλιο θα έχει ακτίνα μόλις 28 μίλια. Προφανώς , η μάζα αποτελεί το βασικό συστατικό για τη δημιουργία μαύρων τρυπών, και η κατάρρευση των πολύ μεγάλων κύρια αστέρια ακολουθία αποτελεί την κύρια μέθοδο για το σχηματισμό τους . Κύρια Ακολουθία αστεριών

Κύρια ακολουθία αναφέρεται σε εκείνα τα αστέρια που βρίσκονται στην ακμή της ζωής τους , με τη λήψη ενεργή επί τόπου σύντηξη μέσα στους πυρήνες τους . Αυτά τα αστέρια χαρακτηρίζεται από μια άμεση σχέση μεταξύ της μάζας και η φωτεινότητα τους . Αυτά τα αστέρια είναι όλα ένα " είδος " της αστέρι , διαφοροποιούνται όχι με τον τύπο αλλά και από το μέγεθος ή τη μάζα . Ο Ήλιος είναι ένα σχετικά μικρό κεντρικό αστέρι ακολουθία . Το μέγεθος του Ήλιου έχει οριστεί ως μια ηλιακή μάζα . Κύρια αστέρια ακολουθία που τελικά θα γίνουν μαύρες τρύπες είναι πολύ μεγαλύτεροι από τον Ήλιο , συνήθως μεγαλύτερη από 20 έως 30 ηλιακές μάζες .
Εικόνων θάνατος ενός άστρου
Η

Μόλις ένα κύριο αστέρι ακολουθία εξαντλεί διαθέσιμο καύσιμο , υπάρχουν τρία βασικά πιθανά αποτελέσματα για το αστέρι που πεθαίνει : ένα λευκό νάνο αστέρι , ένα αστέρι νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα . Μικρές κύρια αστέρια ακολουθία , όπως ο Ήλιος , είναι προορισμένα να γίνουν λευκοί νάνοι . Οι μεσοπρόθεσμες κύρια αστέρια ακολουθία , γενικά μεταξύ οκτώ και 20 έως 30 ηλιακές μάζες , που έμελλε να γίνουν αστέρες νετρονίων ή πάλσαρ . Πολύ μεγάλη κύρια αστέρια ακολουθία , μεγαλύτερη από 20 έως 30 ηλιακές μάζες , θα γίνουν μαύρες τρύπες . Ωστόσο , κανένα συγκεκριμένο όριο υπάρχει όσον αφορά το μέγεθος που απαιτείται για τη μετάβαση από ένα αστέρι νετρονίων σε μαύρη τρύπα .

Λευκό
νάνοι

Χωρίς τη δύναμη που παράγεται από τη σύντηξη τους αντιδράσεις για την αντιμετώπιση των δυνάμεων της βαρύτητας , κύρια ακολουθία αστέρια κατάρρευση . Το αποτέλεσμα είναι μία ταχεία επέκταση των εξωτερικών στρωμάτων τους , σχηματίζοντας αυτό που είναι γνωστό ως ένα κόκκινο γίγαντα , και ο σχηματισμός μιας πολύ μικρής , πυκνό πυρήνα . Μόλις το θέμα σε αυτό το πυρήνα συμπιέζεται στο επίπεδο των ηλεκτρονίων , η κατάρρευση διακόπτεται από ηλεκτρονίων εκφυλισμού . Αυτή η ατομικής δύναμης μετρητές τη δύναμη της βαρύτητας , και ο πυρήνας σταθεροποιείται ως ένα λευκό νάνο. Αυτό συμβαίνει σε πυρήνες λιγότερο από 1,44 ηλιακές μάζες , που είναι γνωστή ως το όριο Chandrasekhar .
Εικόνων Αστέρες Νετρονίων
Η

Για τα μεσαία κύρια αστέρια ακολουθία , τα αποτελέσματα κατάρρευση σε ένα σουπερνόβα . Εάν ο πυρήνας άφησε πίσω υπερβαίνει 1,44 ηλιακές μάζες , το θέμα θα πρέπει να συμπιεστεί τόσο πολύ ότι τα ηλεκτρόνια και τα πρωτόνια θα συνδυάζονται για να σχηματίσουν τα νετρόνια . Σε αυτό το σημείο , η κατάρρευση του πυρήνα διακόπτεται από εκφυλισμό νετρονίων , δημιουργώντας ένα αστέρι νετρονίων . Αυτό συμβαίνει σε πυρήνες λιγότερο από πέντε παρα τρία ηλιακές μάζες .
Εικόνων μαύρες τρύπες
Η

Για μαζική κύρια αστέρια ακολουθία , τα κατάρρευση οδηγεί σε hypernova . Εάν ο πυρήνας μείνει πίσω υπερβαίνει πέντε παρα τρία ηλιακές μάζες , η δύναμη της βαρύτητας θα ξεπεράσει ακόμη και τον εκφυλισμό νετρονίων. Πέρα από αυτό το σημείο, δεν υπάρχει καμία αριστερή δύναμη που μπορεί να αντισταθεί βαρύτητα. Ο πυρήνας θα καταρρεύσει σε μια ανωμαλία , σχηματίζοντας μια αστρική μαύρη τρύπα . Η συγχώνευση των δύο δυαδικά άστρα νετρονίων μπορεί επίσης να παράγει μια αστρική μαύρη τρύπα .
Η
εικόνων