Les trous noirs sont des objets cosmiques qui ne sont rien si denses peuvent échapper à leur attraction gravitationnelle. Un trou noir d'une masse 15 fois plus grande que le Soleil aura un rayon de seulement 28 miles. De toute évidence, la masse est l'ingrédient clé pour créer des trous noirs, et l'effondrement de très grandes étoiles de séquence principale constitue la principale méthode pour leur formation.
Séquence principale Etoiles
séquence principale se réfère à ces étoiles qui sont dans la fleur de leur vie, avec la fusion actif qui a lieu au sein de leurs noyaux. Ces étoiles sont caractérisées par une relation directe entre leur masse et leur luminosité. Ces étoiles sont tous un "type" de l'étoile, différenciée et non par type, mais par la taille, ou la masse. Le Soleil est une relativement petite étoile de la séquence principale. La taille du Soleil a été définie comme une masse solaire. étoiles de la séquence principale qui deviendront par la suite les trous noirs sont beaucoup plus grandes que le Soleil, typiquement supérieure à 20 à 30 masses solaires.
La mort d'une étoile
Une fois une étoile de la séquence principale épuise son carburant disponible, il y a trois résultats possibles primaires pour l'étoile mourante: une étoile blanche naine, une étoile à neutrons ou un trou noir. Les petites étoiles de séquence principale, comme le Soleil, sont destinés à devenir des naines blanches. étoiles de séquence principale moyenne, généralement entre huit et 20 à 30 masses solaires, sont destinés à devenir des étoiles à neutrons ou pulsars. Très grandes étoiles de séquence principale, plus de 20 à 30 masses solaires, deviendront des trous noirs. Cependant, aucune limite concrète existe en ce qui concerne la taille nécessaire pour passer d'une étoile à neutrons au trou noir.
Naines blanches
Sans la force générée par leurs réactions de fusion pour contrer les forces de gravité, la séquence principale stars effondrement. Le résultat est une expansion rapide de leurs couches externes, formant ce qu'on appelle une géante rouge, et la formation d'un très petit, noyau dense. Une fois que la matière dans ce noyau est comprimé au niveau d'électrons, la chute est arrêtée par dégénération électrons. Cette force atomique de contrer la force de gravité, et le noyau se stabilise comme une naine blanche. Cela se produit dans les noyaux de moins de 1,44 masses solaires, appelées la limite de Chandrasekhar.
Neutron Etoiles
Pour principales étoiles de la séquence moyenne, l'effondrement résulte en une supernova. Si le noyau laissé dépasse 1,44 masses solaires, la question sera comprimée tant que les électrons et les protons se combinent pour former des neutrons. À ce stade, l'effondrement du noyau est stoppée par neutrons dégénération, la création d'une étoile à neutrons. Cela se produit dans les noyaux de moins de trois à cinq masses solaires.
Trous noirs
Pour massives principales étoiles de la séquence, l'effondrement résulte une hypernova. Si le noyau laissé dépasse trois à cinq masses solaires, la force de gravité va surmonter même la dégénérescence des neutrons. Au-delà de ce point, il n'y a pas de force à gauche qui peut résister à la pesanteur. Le noyau va s'effondrer à une singularité, formant un trou noir stellaire. La fusion de deux étoiles à neutrons binaires peut également produire un trou noir stellaire.