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    In quali condizioni tutte le pressioni esteriori su una stella crollata non riescono a fermare il suo movimento interiore?
    Una stella crollata continuerà il suo movimento verso l'interno e alla fine diventerà un buco nero quando la forza di gravità verso l'interno supera tutte le pressioni esterne. Ciò accade quando il nucleo della stella raggiunge una densità e una pressione critiche e nessuna forza nota può contrastare la forza incessante di gravità.

    Ecco una rottura delle condizioni:

    1. Fusione nucleare esausta:

    * Il nucleo di una stella massiccia si esaurisce di combustibile nucleare, principalmente idrogeno, per sostenere le reazioni di fusione. Queste reazioni generano una pressione esteriore che equilibra la gravità.

    * Senza fusione, la pressione esteriore diminuisce in modo significativo.

    2. CORE CROVE:

    * Il nucleo della stella, non più supportato dalla pressione di fusione, inizia a crollare sotto la propria gravità.

    * Questo crollo è incredibilmente rapido e violento.

    3. Pressione di degenerazione dell'elettrone:

    * Man mano che il nucleo collassa, gli elettroni vengono stretti insieme, creando una pressione chiamata "pressione di degenerazione dell'elettrone".

    * Questa pressione tenta di resistere a un ulteriore collasso.

    4. Catastrofe di ferro:

    * Se il nucleo della stella è abbastanza massiccio (maggiore di circa 1,4 masse solari), anche la pressione di degenerazione dell'elettrone non è sufficiente per fermare il collasso.

    * Il ferro, l'elemento più stabile nell'universo, è prodotto nel nucleo. Non può fondersi ulteriormente, portando a una "catastrofe" in cui l'energia gravitazionale travolge la pressione elettronica.

    5. Pressione di degenerazione dei neutroni:

    * Il nucleo continua a crollare, stringendo elettroni e protoni insieme per formare neutroni.

    * Questo crea una nuova pressione nota come "pressione di degenerazione dei neutroni", che è molto più forte della pressione di degenerazione dell'elettrone.

    6. Formazione del buco nero:

    * Se la massa centrale è al di sopra del limite di Chandrasekhar (circa 1,4 masse solari) e il limite Tolman -Oppenheimer - Volkoff (circa 2-3 masse solari), anche la pressione di degenerazione dei neutroni non può fermare il collasso.

    * Il core collassa in una singolarità infinitamente densa, creando un buco nero, in cui l'attrazione gravitazionale è così forte che persino la luce non può sfuggire.

    In sintesi:

    * Quando un'enorme stella esaurisce il suo combustibile nucleare, la gravità travolge tutte le pressioni esterne.

    * Anche le pressioni di degenerazione di elettroni e neutroni sono insufficienti per fermare il crollo se il nucleo è abbastanza massiccio.

    * Ciò si traduce nella formazione di un buco nero, una regione di spazio -tempo in cui la gravità è così forte che nulla, nemmeno la luce, può scappare.

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