https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%83%CF%84%CE%AD%CF%81%CE%B1%CF%82_%CE%9D%CE%B5%CF%84%CF%81%CE%BF%CE%BD%CE%AF%CF%89%CE%BD&feed=atom&action=historyΑστέρας Νετρονίων - Ιστορικό εκδόσεων2024-03-28T09:54:44ZΙστορικό αναθεωρήσεων για αυτή τη σελίδα στο wikiMediaWiki 1.39.6https://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%83%CF%84%CE%AD%CF%81%CE%B1%CF%82_%CE%9D%CE%B5%CF%84%CF%81%CE%BF%CE%BD%CE%AF%CF%89%CE%BD&diff=3957&oldid=prevIonnKorr στις 11:45, 13 Οκτωβρίου 20062006-10-13T11:45:34Z<p></p>
<table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface">
<col class="diff-marker" />
<col class="diff-content" />
<col class="diff-marker" />
<col class="diff-content" />
<tr class="diff-title" lang="el">
<td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td>
<td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 11:45, 13 Οκτωβρίου 2006</td>
</tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l6">Γραμμή 6:</td>
<td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 6:</td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br/></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br/></td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Στη πορεία της [[Αστρική Εξέλιξη|αστρικής εξέλιξης]] οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις [[Μελανή Οπή|μελανές οπές]]. </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Στη πορεία της [[Αστρική Εξέλιξη|αστρικής εξέλιξης]] οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις [[Μελανή Οπή|μελανές οπές]]. </div></td></tr>
<tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Κατηγορία:<del style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Αστροφυσική</del>]]</div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Κατηγορία: <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Αστέρες</ins>]]</div></td></tr>
</table>IonnKorrhttps://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%83%CF%84%CE%AD%CF%81%CE%B1%CF%82_%CE%9D%CE%B5%CF%84%CF%81%CE%BF%CE%BD%CE%AF%CF%89%CE%BD&diff=3334&oldid=prevMakris George στις 14:11, 13 Σεπτεμβρίου 20062006-09-13T14:11:42Z<p></p>
<table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface">
<col class="diff-marker" />
<col class="diff-content" />
<col class="diff-marker" />
<col class="diff-content" />
<tr class="diff-title" lang="el">
<td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td>
<td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 14:11, 13 Σεπτεμβρίου 2006</td>
</tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l1">Γραμμή 1:</td>
<td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 1:</td></tr>
<tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Κατά τη διάρκεια της εξέλιξής του, ένας αστέρας κάτω από ορισμένες προϋποθέσεις μπορεί να βρεθεί σε μία κατάσταση όπου ο πυρήνας του να αποτελείται μόνο από [[Νετρόνιο|νετρόνια]] και ταυτόχρονα η κατάρρευσή του να συνεχίζεται. Στην περίπτωση αυτή η νευτώνεια θεώρηση περί βαρύτητας παύει πλέον να επαρκεί, οπότε η εξίσωση υδροστατικής ισορροπίας του αστέρα αντικαθίσταται από ακριβέστερη σχετικιστική, με τη βοήθεια της [[Γενική Θεωρία της Σχετικότητας|Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας]]. Όταν δεν επαρκεί η [[Πίεση των Εκφυλισμένων Ηλεκτρονίων|πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων]], η συνεχιζόμενη κατάρρευση αναγκάζει [[Ηλεκτρόνιο|ηλεκτρόνια]] και [[Πρωτόνιο|πρωτόνια]] να συνενωθούν σε νετρόνια, οπότε προκύπτει αστέρας, το εσωτερικό του οποίου αποτελείται μόνο από νετρόνια ενώ φυσικά στην επιφάνειά του κυριαρχούν τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια. Oι αστέρες νετρονίων ισορροπούν χάρη στην [[Πίεση Εκφυλισμένων Νετρονίων|πίεση των εκφυλισμένων νετρονίων]]. </div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Κατά τη διάρκεια της εξέλιξής του, ένας αστέρας κάτω από ορισμένες προϋποθέσεις μπορεί να βρεθεί σε μία κατάσταση όπου ο πυρήνας του να αποτελείται μόνο από [[Νετρόνιο|νετρόνια]] και ταυτόχρονα η κατάρρευσή του να συνεχίζεται. Στην περίπτωση αυτή η νευτώνεια θεώρηση περί βαρύτητας παύει πλέον να επαρκεί, οπότε η εξίσωση υδροστατικής ισορροπίας του αστέρα αντικαθίσταται από ακριβέστερη σχετικιστική, με τη βοήθεια της [[Γενική Θεωρία της Σχετικότητας|Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας]]. Όταν δεν επαρκεί η [[Πίεση των Εκφυλισμένων Ηλεκτρονίων|πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων]], η συνεχιζόμενη κατάρρευση αναγκάζει [[Ηλεκτρόνιο|ηλεκτρόνια]] και [[Πρωτόνιο|πρωτόνια]] να συνενωθούν σε νετρόνια, οπότε προκύπτει αστέρας, το εσωτερικό του οποίου αποτελείται μόνο από νετρόνια ενώ φυσικά στην επιφάνειά του κυριαρχούν τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια. Oι αστέρες νετρονίων ισορροπούν χάρη στην [[Πίεση <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">των </ins>Εκφυλισμένων Νετρονίων|πίεση των εκφυλισμένων νετρονίων]]. </div></td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Δεν παρουσιάζουν περαιτέρω εξέλιξη, απλά συνεχίζουν να ψύχονται. </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Δεν παρουσιάζουν περαιτέρω εξέλιξη, απλά συνεχίζουν να ψύχονται. </div></td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η [[Πυκνότητα|πυκνότητα]] τους είναι τεράστια, <math>10^{8}</math> - <math>10^{13} Kgr/cm3</math>, ενώ η [[Θερμοκρασία|θερμοκρασία]] στην επιφάνεια τους φτάνει τους <math>10^{6}Kelvin</math>. </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η [[Πυκνότητα|πυκνότητα]] τους είναι τεράστια, <math>10^{8}</math> - <math>10^{13} Kgr/cm3</math>, ενώ η [[Θερμοκρασία|θερμοκρασία]] στην επιφάνεια τους φτάνει τους <math>10^{6}Kelvin</math>. </div></td></tr>
</table>Makris Georgehttps://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%83%CF%84%CE%AD%CF%81%CE%B1%CF%82_%CE%9D%CE%B5%CF%84%CF%81%CE%BF%CE%BD%CE%AF%CF%89%CE%BD&diff=3192&oldid=prevMaxplanck στις 18:30, 10 Σεπτεμβρίου 20062006-09-10T18:30:56Z<p></p>
<table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface">
<col class="diff-marker" />
<col class="diff-content" />
<col class="diff-marker" />
<col class="diff-content" />
<tr class="diff-title" lang="el">
<td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td>
<td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 18:30, 10 Σεπτεμβρίου 2006</td>
</tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l3">Γραμμή 3:</td>
<td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 3:</td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η [[Πυκνότητα|πυκνότητα]] τους είναι τεράστια, <math>10^{8}</math> - <math>10^{13} Kgr/cm3</math>, ενώ η [[Θερμοκρασία|θερμοκρασία]] στην επιφάνεια τους φτάνει τους <math>10^{6}Kelvin</math>. </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Η [[Πυκνότητα|πυκνότητα]] τους είναι τεράστια, <math>10^{8}</math> - <math>10^{13} Kgr/cm3</math>, ενώ η [[Θερμοκρασία|θερμοκρασία]] στην επιφάνεια τους φτάνει τους <math>10^{6}Kelvin</math>. </div></td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>O υπολογισμός της κρίσιμης μάζας για τους αστέρες νετρονίων είναι δύσκολη υπόθεση καθόσον η συμπεριφορά της ύλης στις συνθήκες αυτές χρήζει περαιτέρω μελέτης. </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>O υπολογισμός της κρίσιμης μάζας για τους αστέρες νετρονίων είναι δύσκολη υπόθεση καθόσον η συμπεριφορά της ύλης στις συνθήκες αυτές χρήζει περαιτέρω μελέτης. </div></td></tr>
<tr><td class="diff-marker" data-marker="−"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #ffe49c; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από [[Νετρόνιο|νετρόνια]] η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση [[Fermi, Enrico|Fermi)]] ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 ηλιακές μάζες.</div></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από [[Νετρόνιο|νετρόνια]] η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση [[Fermi, Enrico|Fermi)]] ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 <ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">[[Ηλιακή Μάζα|</ins>ηλιακές μάζες<ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">]]</ins>.</div></td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br/></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br/></td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Στη πορεία της [[Αστρική Εξέλιξη|αστρικής εξέλιξης]] οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις [[Μελανή Οπή|μελανές οπές]]. </div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Στη πορεία της [[Αστρική Εξέλιξη|αστρικής εξέλιξης]] οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις [[Μελανή Οπή|μελανές οπές]]. </div></td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div></td></tr>
</table>Maxplanckhttps://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%83%CF%84%CE%AD%CF%81%CE%B1%CF%82_%CE%9D%CE%B5%CF%84%CF%81%CE%BF%CE%BD%CE%AF%CF%89%CE%BD&diff=3191&oldid=prevMaxplanck στις 18:30, 10 Σεπτεμβρίου 20062006-09-10T18:30:10Z<p></p>
<table style="background-color: #fff; color: #202122;" data-mw="interface">
<col class="diff-marker" />
<col class="diff-content" />
<col class="diff-marker" />
<col class="diff-content" />
<tr class="diff-title" lang="el">
<td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">← Παλαιότερη αναθεώρηση</td>
<td colspan="2" style="background-color: #fff; color: #202122; text-align: center;">Αναθεώρηση της 18:30, 10 Σεπτεμβρίου 2006</td>
</tr><tr><td colspan="2" class="diff-lineno" id="mw-diff-left-l5">Γραμμή 5:</td>
<td colspan="2" class="diff-lineno">Γραμμή 5:</td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από [[Νετρόνιο|νετρόνια]] η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση [[Fermi, Enrico|Fermi)]] ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 ηλιακές μάζες.</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από [[Νετρόνιο|νετρόνια]] η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση [[Fermi, Enrico|Fermi)]] ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 ηλιακές μάζες.</div></td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br/></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><br/></td></tr>
<tr><td colspan="2" class="diff-side-deleted"></td><td class="diff-marker" data-marker="+"></td><td style="color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #a3d3ff; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div><ins style="font-weight: bold; text-decoration: none;">Στη πορεία της [[Αστρική Εξέλιξη|αστρικής εξέλιξης]] οι αστέρες νετρονίων τοποθετούνται ένα βήμα πριν τις [[Μελανή Οπή|μελανές οπές]]. </ins></div></td></tr>
<tr><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div></td><td class="diff-marker"></td><td style="background-color: #f8f9fa; color: #202122; font-size: 88%; border-style: solid; border-width: 1px 1px 1px 4px; border-radius: 0.33em; border-color: #eaecf0; vertical-align: top; white-space: pre-wrap;"><div>[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div></td></tr>
</table>Maxplanckhttps://www.astronomia.gr/wiki/index.php?title=%CE%91%CF%83%CF%84%CE%AD%CF%81%CE%B1%CF%82_%CE%9D%CE%B5%CF%84%CF%81%CE%BF%CE%BD%CE%AF%CF%89%CE%BD&diff=3176&oldid=prevQuendi στις 11:20, 10 Σεπτεμβρίου 20062006-09-10T11:20:50Z<p></p>
<p><b>Νέα σελίδα</b></p><div>Κατά τη διάρκεια της εξέλιξής του, ένας αστέρας κάτω από ορισμένες προϋποθέσεις μπορεί να βρεθεί σε μία κατάσταση όπου ο πυρήνας του να αποτελείται μόνο από [[Νετρόνιο|νετρόνια]] και ταυτόχρονα η κατάρρευσή του να συνεχίζεται. Στην περίπτωση αυτή η νευτώνεια θεώρηση περί βαρύτητας παύει πλέον να επαρκεί, οπότε η εξίσωση υδροστατικής ισορροπίας του αστέρα αντικαθίσταται από ακριβέστερη σχετικιστική, με τη βοήθεια της [[Γενική Θεωρία της Σχετικότητας|Γενικής Θεωρίας της Σχετικότητας]]. Όταν δεν επαρκεί η [[Πίεση των Εκφυλισμένων Ηλεκτρονίων|πίεση των εκφυλισμένων ηλεκτρονίων]], η συνεχιζόμενη κατάρρευση αναγκάζει [[Ηλεκτρόνιο|ηλεκτρόνια]] και [[Πρωτόνιο|πρωτόνια]] να συνενωθούν σε νετρόνια, οπότε προκύπτει αστέρας, το εσωτερικό του οποίου αποτελείται μόνο από νετρόνια ενώ φυσικά στην επιφάνειά του κυριαρχούν τα πρωτόνια και τα ηλεκτρόνια. Oι αστέρες νετρονίων ισορροπούν χάρη στην [[Πίεση Εκφυλισμένων Νετρονίων|πίεση των εκφυλισμένων νετρονίων]]. <br />
Δεν παρουσιάζουν περαιτέρω εξέλιξη, απλά συνεχίζουν να ψύχονται. <br />
Η [[Πυκνότητα|πυκνότητα]] τους είναι τεράστια, <math>10^{8}</math> - <math>10^{13} Kgr/cm3</math>, ενώ η [[Θερμοκρασία|θερμοκρασία]] στην επιφάνεια τους φτάνει τους <math>10^{6}Kelvin</math>. <br />
O υπολογισμός της κρίσιμης μάζας για τους αστέρες νετρονίων είναι δύσκολη υπόθεση καθόσον η συμπεριφορά της ύλης στις συνθήκες αυτές χρήζει περαιτέρω μελέτης. <br />
Για έναν αστέρα αποτελούμενο εξ ολοκλήρου από [[Νετρόνιο|νετρόνια]] η κρίσιμη μάζα υπολογίζεται σε 0.72 ηλιακές (Θεώρηση [[Fermi, Enrico|Fermi)]] ενώ οι Cameron-Tsuruta την υπολογίζουν σε 1.6 - 2.0 ηλιακές μάζες.<br />
<br />
[[Κατηγορία:Αστροφυσική]]</div>Quendi