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20 relazioni: Buco nero, Buco nero stellare, Equazione di stato, Equazione di Tolman-Oppenheimer-Volkoff, Evoluzione stellare, Gas di Fermi, Interazione forte, J. Robert Oppenheimer, Limite di Chandrasekhar, Massa solare, Materia degenere, Materia di quark, Materia esotica, Metallicità, Nana bianca, Richard Chace Tolman, Stella binaria a raggi X, Stella di neutroni, Stella di quark, Vento stellare.
Buco nero
In astrofisica, un buco nero è un corpo celeste con un campo gravitazionale così intenso (ovvero, una regione dello spaziotempo con una curvatura talmente alta) che dal suo interno non può uscire nulla, nemmeno la luce essendo la velocità di fuga superiore a ''c''.
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Buco nero stellare
Un buco nero stellare (o buco nero di massa stellare) è un buco nero che si forma dal collasso gravitazionale di una stella massiccia (20 o più masse solari, sebbene non si conosca esattamente, a causa degli svariati parametri da cui dipende, la massa minima che dovrebbe avere la stella) alla fine della propria evoluzione.
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Equazione di stato
In termodinamica e chimica fisica, una equazione di stato è una legge costitutiva che descrive lo stato della materia sotto un dato insieme di condizioni fisiche.
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Equazione di Tolman-Oppenheimer-Volkoff
In astrofisica, l'equazione di Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) pone dei limiti alla struttura di un corpo sfericamente simmetrico di materia isotropica, che sia in equilibrio statico gravitazionale, in base ai modelli della relatività generale.
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Evoluzione stellare
Levoluzione stellare è l'insieme dei cambiamenti che una stella sperimenta nel corso della sua esistenza. La stella nel corso della sua vita subisce variazioni di luminosità, raggio e temperatura dell'esterno e del nucleo anche molto pronunciate.
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Gas di Fermi
In fisica, in particolare in meccanica statistica, un gas di Fermi è un gas di fermioni. La statistica di Fermi-Dirac permette di determinare la distribuzione dell'energia per un gas di fermioni all'equilibrio termico conoscendone la densità, la temperatura e il set di stati energetici possibili.
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Interazione forte
In fisica linterazione forte (chiamata anche forza forte o forza cromatica) è una delle quattro interazioni fondamentali conosciute. Può essere osservata in scala più piccola fra quark costituenti uno stesso protone o neutrone e altre particelle (i bosoni mediatori sono i gluoni), o in scala più grande fra quark di protoni e neutroni diversi all'interno del nucleo atomico (i bosoni mediatori sono i pioni).
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J. Robert Oppenheimer
La sua popolarità è legata soprattutto alla costruzione della prima bomba atomica come direttore del progetto Manhattan e alla successiva crisi di coscienza che lo indusse al rifiuto di lavorare alla bomba all'idrogeno.
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Limite di Chandrasekhar
Il limite di Chandrasekhar, o massa di Chandrasekhar, è il limite superiore che può raggiungere la massa di un corpo costituito da materia degenere, vale a dire un denso stato della materia che consiste di nuclei atomici immersi in un gas di elettroni.
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Massa solare
In astronomia, la massa solare (simbolo M☉) è un'unità di misura, usata per esprimere la massa delle stelle e di oggetti più grandi quali le galassie.
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Materia degenere
La materia degenere è un particolare stato della materia, caratterizzato da una densità estremamente elevata, tanto che il maggior contributo alla sua pressione è dato dal principio di esclusione di Pauli.
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Materia di quark
Con materia di quark ci si riferisce ad un certo numero di stati (di cui alcuni teorici) della materia, che la vedono costituita da quark e gluoni.
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Materia esotica
La materia esotica è materia composta prevalentemente da particelle effimere, ovvero che decadono dopo poco tempo dalla loro produzione. Studiate attraverso i raggi cosmici, possono anche essere prodotte in laboratorio (ad esempio negli esperimenti condotti negli acceleratori).
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Metallicità
In astronomia, la metallicità di un oggetto è la quantità adimensionale indicante la frazione in massa di elementi di materia diversi da idrogeno o elio.
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Nana bianca
Una nana bianca (o nana degenere o anche stella sui generis) è una stella di piccole dimensioni, con una bassissima luminosità e un colore tendente al bianco.
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Richard Chace Tolman
Professore di chimica fisica e fisica matematica al California Institute of Technology, fu considerato un'autorità nella meccanica statistica e diede un contributo importante allo sviluppo della cosmologia ai suoi esordi.
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Stella binaria a raggi X
Le binarie X sono una tipologia di stelle binarie che emettono una grossa quantità di radiazioni nella lunghezza d'onda dei raggi X. I raggi X sono prodotti dalla caduta della materia da una componente del sistema (generalmente una stella) nell'altra componente (in genere una nana bianca, una stella di neutroni o un buco nero).
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Stella di neutroni
Una stella di neutroni è una stella compatta formata da materia degenere, la cui componente predominante è costituita da neutroni mantenuti insieme dalla forza di gravità.
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Stella di quark
Una stella di quark, detta anche stella strana, è un ipotetico tipo di stella compatta e esotica (costituita cioè da particelle diverse da elettroni, protoni e neutroni), dove la pressione e la temperatura elevatissime nel nucleo forzano le particelle a formare la materia strana, uno stato continuo ultradenso della materia costituito da quark liberi (strana perché oltre ad essere formata da quark up e quark down, sono anche presenti i quark strani aventi numeri quantici diversi).
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Vento stellare
La corrente eliosferica diffusa, un flusso di particelle che fa parte del vento solare. Il vento stellare è un flusso di gas elettricamente neutro o elettricamente carico emesso dall'atmosfera superiore di una stella.
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Conosciuto come Limite di Oppenheimer-Volkoff, Tolman-Oppenheimer-Volkoff limit.