1. Principio del formulario<br />Per començar, no totes les estrelles es poden convertir en forats negres, per això han de complir certs requisits com ara la mida, temps de vida, entre altres característiques. Les estrelles es formen a partir de grans concentracions de gas, principalment hidrogen, per efectes gravitatoris els àtoms que conformen aquests gasos començaran a col.lapsar uns contra els altres contraient i generant un escalfament del gas, la calor a poc a poc s'incrementarà arribant a generar reaccions importants entre els àtoms (transformació de molècules d'hidrogen en heli). Aquestes reaccions provoquen emanacions d'energia altíssimes que li donen a les estrelles la lluminositat característica. Tot això passa fins a un moment en què els àtoms arriben a assolir un equilibri a partir del qual deixen de contraure. El Sol es troba en aquests moments en aquest equilibri, en el qual no hi ha cap tipus de contracció per part dels seus components. Ara bé, durant el període de temps que pren el procés de contracció dels àtoms l'estrella segueix acumulant més gasos i creix en mida, aquesta mida va ser estudiat per Subrahmanyan Chandrasekhar, que va indicar el tamany màxim que una estrella pot arribar abans d'arribar a consumir tot el seu combustible natural. Chandrasekhar va descobrir el límit al qual una estrella pot créixer de manera que la seva massa pugui arribar a donar lloc a una estrella arribi al límit de suport de la seva gravetat. Què significa això? que si l'estrella és molt gran la seva gravetat podria provocar que aquesta quot;
s’ensorri sobre si mateixaquot;
(per entendre-ho pensa en un ou caient a 400 metres de profunditat sota el mar, el que succeiria és que l'ou es trencaria per efecte de la pressió de l'aigua la qual s'exerceix de manera perpendicular sobre la superfície de l'ou abans de caure al fons del mar). <br />Bé, succeeix llavors que aquest senyor Chandrasekhar calcula matemàticament que la massa crítica d'una estrella seria igual a 1,5 vegades la massa del sol a aquesta massa se l'anomena el límit de Chandrasekhar, per sota d'aquest límit trobem a les nanes blanques i les estrelles de neutrons mentre que per sobre d'aquest límit ... bo no va ser fins 1939 que es va aconseguir explicar que succeiria amb una estrella amb una massa superior a la del límit de Chandrasekhar, aquesta estrella tindria un camp gravitatori tan fort que els raigs de llum emanats de l'estrella comencen a irradiar cap a la superfície ,a poc a poc els raigs de llum s'inclinen amb més força cap a la mateixa estrella de la qual emanen. Al lluny un observador contemplarà com l'estrella perd lluminositat tornant-se vermella (un efecte semblant a quan les bateries d'un llum es van acabant de a pocs), Quan l'estrella arribi a assolir un radi crític el camp gravitatori creixerà de manera exponencial arribant finalment a atrapar la mateixa llum dins d'ella. En aquest instant el forat negre ha estat creat i la seva presència només pot ser notada per l'emissió de raigs X que provoca.<br />Final del formulario<br />Principio del formulario<br />Final del formulario<br />
