Una supernova potrebbe essere effettivamente necessaria nella creazione di un buco nero stellare.
Alla fine della loro vita i nuclei delle stelle massicce sono costituiti principalmente da picchi di ferro nuclei da cui non è possibile estrarre più energia di fusione. Per sostenere il loro peso, queste stelle fanno affidamento sulla pressione della degenerazione elettronica, la pressione causata dal principio di esclusione di Pauli che consente a non più di un elettrone di condividere lo stesso stato quantistico.
In linea di principio una stella potrebbe essere supportata dalla degenerazione pressione per sempre mentre si raffredda gradualmente: questo è il destino della maggior parte delle nane bianche.
Tuttavia, il nucleo di una stella massiccia è semplicemente troppo grande perché funzioni. La densità aumenta fino a quando tutti gli elettroni si muovono a una velocità prossima a quella della luce e questo è il più alto possibile per la pressione di degenerazione. Se il nucleo supera la massa di Chandrasekhar, collasserà e mentre lo fa, il resto della stella collassa con esso (un po 'più lentamente).
Il collasso è innescato dalla rimozione degli elettroni da parte dell'elettrone catturare nei nuclei per formare neutroni. Ad un certo punto vengono prodotti abbastanza neutroni perché la pressione di degenerazione dei neutroni fermi o almeno rallenti il collasso. Questo e il rilascio di molta energia potenziale gravitazionale sono in definitiva ciò che alimenta un'esplosione di supernova. Ma se il collasso non viene arrestato, anche la pressione della degenerazione neutronica non sosterrà la stella e il collasso in un buco nero diventa inevitabile. Lo stato di un buco nero viene raggiunto quando una parte della sua massa è compressa all'interno del suo raggio di Schwarzschild $ r_s = 2GM / c ^ 2 $. cioè una volta che la sua densità raggiunge $$ \ rho > \ frac {3M} {4 \ pi r_s ^ {3}} $$ i.e. quando una massa centrale $ M $ ha una densità che supera $$ \ rho > \ frac {3} {32 \ pi} \ frac {c ^ 6} {G ^ 3 M ^ 2} = 1.8 \ times10 ^ {19} \ left (\ frac {M} {M _ {\ odot}} \ right) ^ {- 2} \ {\ rm kg / m} ^ 3 $$ Questa è una figura di ball park e assume simmetria sferica e trascura qualsiasi GR dettagliata trattamento, ma è più o meno corretto - alcune volte superiore alle densità tipiche delle stelle di neutroni.
In altre parole, è la densità del materiale che determina in gran parte se qualcosa diventa un buco nero. La massa è solo un parametro indiretto.