Resposta:
Una estrella suficientment massiva, unes 20 masses solars o més durant la seqüència de la vida principal, acabarà com a forat negre (http://en.wikipedia.org/wiki/Black_hole).
Explicació:
Per a la majoria de les estrelles, eventualment inclòs el nostre propi Sol, el col·lapse gravitatori final del nucli de l'estrella morta produeix un objecte superdense anomenat a nana blanca - Un milió de vegades més densa que l’aigua, tan massiva com el subíndex Syn però no més gran que la Terra.
En aquest nivell de densitat, els electrons s’acumulen, forçats cap als estats d’energia superior i superior a causa de la densitat combinada amb el Principi d’exclusió de Pauli que impedeix l’acumulació d’electrons en el nombre limitat d’estats de baixa energia. L’energia afegida funciona contra la gravetat per equilibrar la nana blanca, un fenomen anomenat pressió de degeneració d’electrons.
Però no és infal·lible. Com va descobrir Subrahmanyan Chandrasekhar (http://www.britannica.com/biography/Subrahmanyan-Chandrasekhar), si el nucli estel·lar és aproximadament 1,4 vegades més gran que el Sol o més, la gravetat supera la pressió de la degeneració dels electrons. El col·lapse continua endavant, fins que els electrons i els protons de la matèria es veuen obligats a fusionar-se amb una massa gegant de neutrons.
Els neutrons produeixen llavors la seva pròpia pressió de degeneració per fer una estrella de neutrons, un objecte la densitat de la qual podria ser centenars de bilions de dòlars (nombres d’EUA) vegades més densa que l’aigua: imagineu-vos dues masses solars incloses al volum que podríem veure en una gran muntanya de la Terra.
Però la pressió de la degeneració de neutrons fracassa també quan el nucli és aproximadament tres masses solars o més, cosa que podem obtenir d’una estrella que inicialment té 20 masses solars. Ara el col·lapse s’accelera fins que res no pot escapar de la força de la gravetat tot-poderosa: a forat negre.
I sabem que hi són. A més de l’evidència indirecta en objectes com Cygnus X-1 (http://en.wikipedia.org/wiki/Cygnus_X-1), recentment hem trobat proves directes de la detecció d'ones gravitacionals (http://www.ligo.caltech.edu/news/ligo20160211).
Què passa amb les estrelles massives quan moren?
Les estrelles massives acaben amb la seva vida en una explosió de supernova. Segons la massa inicial es converteixen en estrelles de neutrons o forats negres. Les estrelles amb una gran massa es converteixen en una estrella de neutrons o un forat negre després de l'explosió de la supernova. Crèdit de la imatge.
Una estimació és que hi ha 1010 estrelles a la Via Làctia, i que hi ha 1010 galàxies a l’univers. Suposant que el nombre d’estrelles de la Via Làctia és el nombre mitjà, quantes estrelles hi ha a l’univers?
10 ^ 20 Suposo que el vostre 1010 significa 10 ^ 10. Llavors el nombre d’estrelles és simplement 10 ^ 10 * 10 ^ 10 = 10 ^ 20.
Per què hi ha tantes estrelles nanes (vermelles i blanques) entre les estrelles més properes, però cap de les estrelles més brillants?
Principalment a causa de les temperatures i de les mides. Hi ha una història diferent per a cada tipus d'estrella nana que no podem veure. si esteu considerant Proxima-Centauri, Proxima-Centauri és l'estel més proper al Sol, però a la vegada és molt feble a causa de la seva mida i, principalment, per la seva temperatura. Hi ha una relació simple entre la lluminositat d’un objecte enfront de la seva àrea i temperatura. Passa així. Àrea de suport de lluminositat * T ^ 4 Proxima-Centauri és un vermell-nan, el color vermell indica que la seva temperatura està per s