Ostatak supernove i neutronska zvijezda

Nastanak crnih rupa

Bitni činioci nastanka crne rupe su gravitacija i unutrašnji tlak u zvijezdi. Ove dvije stvari se suprotstavljaju jedna drugoj – gravitacijska sila zvijezde privlači materiju na površinu zvijezde želeći da "komadi" materije upadnu u zvijezdu, a unutrašnji tlak zvijezde djeluje prema van, želeći izazvati da se materija razleti izvan zvijezde. Kad su uravnotežene (jednake po snazi) zvijezda će zadržati svoju veličinu: neće se ni urušiti (kolapsirati) niti se proširiti. To je slučaj sa Suncem u ovom trenutku.

Međutim, kad zvijezda potroši svoje nuklearno gorivo gravitacija će pobijediti unutrašnji tlak i zvijezda će se početi polako sažimati ili se brzo urušavati, ovisno o njezinoj unutrašnjoj strukturi. Gravitacija pobjeđuje nad unutrašnjim tlakom, jer se tlak koji je proizvodio vrući plin smanjuje uslijed gubitka energije koju zvijezda emitira.

Zvijezda tako može završiti život kao crna rupa. Hoće li se ili ne urušavanje zaustaviti na nekoj manjoj veličini ovisi o drugom izvoru tlaka (drugačijem od onoga koji izaziva vrući plin) i koji je dovoljno jak da se uravnoteži s pritiskajućom gravitacijskom silom. Postoje i drugi izvori tlaka pokraj onoga koga proizvodi topli plin. Pritiskujući stol iskusit ćete jedan od tih tlakova – stol "gura" gore protiv vas i može podnijeti vašu težinu (gravitacijska sila)! Tlak koji zadržava stol cijelim pod vašom težinom uzrokovan je silama između atoma u stolu.

Osim toga, elektroni u atomu moraju izbjegavati jedan drugoga (npr. ne mogu svi biti u istoj atomskoj "orbiti" – kao što kaže "princip isključenja"). Zato, ako imamo skupinu atoma koji se slobodno kreću oni će, također, izbjegavati jedan drugoga: što je veći pritisak na skupinu elektrona (manji volumen na koji su ograničeni, zbijeni) jači je otpor pritisku – tlak je suprotan vašem pritisku na elektrone.

Bijeli patuljak, NGC 2440

Ovaj tlak "izbjegavajućih elektrona" može biti dovoljno jak da se odupre gravitacijskoj sili zvijezde samo kod zvijezda koje su otprilike mase Sunca. U tom slučaju je zvijezda stisnuta na otprilike dijametar Zemlje. Tako je zvijezda mase Sunca "spriječena" da postane crna rupa kad se uruši do veličine Zemlje, jer je unutrašnji tlak "izbjegavajućih elektrona" (poznati kao "degenerirani elektroni") dovoljno jak da se zvijezda održi. Ova vrsta tlaka ne ovisi o energiji koju sadrži zvijezda – čak i ako zvijezda nastavi gubiti energiju, tlak će biti dovoljno jak da održi zvijezdu. Naše Sunce nikad neće postati crna rupa.

Međutim, ako je zvijezda mase otprilike oko 3 do 5 sunčevih masa, njezina gravitacijska sila bit će veća i tlak "degeneriranih elektrona" nikad neće biti u stanju zaustaviti urušavanje. Pokazalo se da i neutroni poštuju "princip isključenja" i pojavit će se obilje neutrona kad se masivna zvijezda uruši, ali čak ni "degenerirani neutroni" ne mogu zaustaviti kolaps masivne zvijezde. Sve zvijezde preko 3 do 5 sunčevih masa postat će crna rupa, u skladu s trenutnim znanstvenim mišljenjem.

Crne rupe i neutronske zvijezde nastaju smrću masivnih zvijezda koje eksplodiraju kao supernove. Proračuni pokazuju da čvrsti ostaci supernove s masom manjom od tri sunčeve mase postaju stabilne neutronske zvijezde, ali svaki čvrsti ostatak s većom masom urušit će se u crnu rupu, sabijajući svoj sadržaj u singularnost u centru crne rupe, zrcalnu sliku singularnosti Velikog praska iz koje je Svemir rođen.