Il punto finale
dell'evoluzione stellare può essere visto in figura. Questa
mostra la relazione tra massa e densità centrale per un corpo a
temperatura di 0 °K ovvero l'equilibrio finale quando un corpo
massiccio si è raffreddato. Vi sono due massimi nella curva. La
massa corrispondente al massimo di sinistra è chiamata
massa di Chandrasekhar,
MCh≈1.2÷1.4M⊙ e
quella corrispondente alla destra è chiama massa di
Oppenheimer-Volkoff, MOV≈
1.5÷2M⊙.
Adesso consideriamo una stella con una massa minore di
MCh. Supponiamo che la massa non varia. Quando il
combustibilie nucleare è esaurito la stella diventerà una nana
bianca che gradualmente si raffredda e si contrae. In figura la
stella si muove orizzontalmente verso destra. Alla fine
raggiungerà la temperatura zero e finirà nella parte sinistra
della curva di equilibrio. Il suo equilibrio finale è quello di
una stalla nana bianca completamente degenere.
Se la massa della stella è, più grande di MCh ,
ma più piccola di MOV essa continuerà a raffreddare
finchè non raggiunge la parte destra del secondo picco della
curva. Di nuovo se vi deve essere uno stato stabile finale,
questo stato corrispende ad una stella di neutroni
completamente degenere. A stelle ancora più massiccie che
MOV la stella può continuare a contrarsi finchè non
diventa una stella a neutroni. Ma non vi è nessun stato di
equilibrio conosciuto e la stella deve continuare a contrarsi
per formare un buco nero.
I soli punti finali dell'evoluzione stellare predetto dalla
teoria sono i due stati stabili e le due estreme possibilità di
collasso in buco nero o distruzione esplosiva. Ma queste
considerazioni sono teoriche. Lo stadio fianale
dell'evoluziuone delle stelle reali comporta molti fattori che
sono conosciuti in modo imperfetto e che possono influenzare
l'equilibrio finale. Forse il più importante è la questione
della massa mancante che è molto difficile da risolvere sia
teoricamente che sperimentalmentre. Per esempio una esplosione
di supernova l'intera stella può essere distrutta ed è molto
incerto se ciò che rimane diventa una stella a neutroni, un
buco nero o nessuno dei due.
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