Os remanescentes deixaram para trás depois que uma explosão de supernova depende muito do tamanho da estrela original. Aqui está um colapso:
para estrelas menos enorme que 8 vezes a massa do nosso sol: *
anão branco: O núcleo da estrela cai em um objeto denso, quente e muito pequeno chamado anão branco. Esta é essencialmente o restante "cinzas" da estrela. Os anões brancos são apoiados contra colapso adicional pela pressão de degeneração de elétrons. Eles esfriam lentamente ao longo de bilhões de anos, eventualmente se tornando anões negros.
para estrelas mais enorme que 8 vezes a massa do nosso sol: *
Estrela de nêutrons: O núcleo da estrela entra em colapso ainda mais, apertando prótons e elétrons juntos para formar nêutrons. Isso resulta em uma estrela de nêutrons, que é incrivelmente densa e apenas alguns quilômetros de diâmetro. As estrelas de nêutrons são suportadas pela pressão de degeneração de nêutrons. Eles também podem exibir campos magnéticos extremos e rotação rápida.
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BURO NEGRO: Se o núcleo da estrela for enorme o suficiente (mais de 20 vezes a massa do nosso Sol), a força gravitacional será tão forte que mesmo a pressão de degeneração de nêutrons não pode resistir a ele. O núcleo entra em colapso em uma singularidade, um ponto de densidade infinita. Isso cria um buraco negro, uma região do espaço -tempo em que a gravidade é tão forte que nada, nem mesmo a luz, pode escapar.
Outros remanescentes: *
SUPERNOVA REMNANT: A própria explosão explode uma enorme nuvem de gás quente e poeira chamado Remnant de Supernova. Esses remanescentes podem se expandir por milhares de anos e podem desencadear a formação de novas estrelas.
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pulsar: Algumas estrelas de nêutrons emitem raios de radiação de seus pólos magnéticos. Se esses feixes passarem pela Terra, nós os observamos como pulsares, objetos que parecem pulsar em intervalos regulares.
em resumo: Os remanescentes de uma explosão de supernova podem incluir uma anã branca, uma estrela de nêutrons, um buraco negro, um remanescente de supernova e até um pulsar. O que resta depende da massa inicial da estrela.
