간단한 중량 제한 없음 :
* 스타를 블랙홀에 자동으로 붕괴시키는 특정 무게는 없습니다. 질량 에 관한 것입니다 , 무게뿐만 아니라.
* 체중은 중력의 영향을 받고 중력은 질량과 거리 모두에 따라 다릅니다. 별의 무게는 우주의 위치에 따라 변할 수 있습니다.
* 우리는 질량 에 중점을 둡니다 , 이것은 별이 포함하는 물질의 양입니다.
Chandrasekhar 한도 :
* 핵심 개념은 Chandrasekhar Limit 입니다 , 그것은 우리의 태양의 질량의 약 1.4 배 (1.4 태양 질량)입니다.
*이 한도는 흰색 난쟁이 에 적용됩니다 , 연료를 소진 한 별의 밀집된 잔재.
* 흰색 왜성 질량 이이 한계를 초과하면 자체 중력에 대해 스스로를 지원할 수 없으며 더욱 무너집니다.
블랙홀 형성 :
* 별이 많이 더 거대한 Chandrasekhar 한계 (약 3-5 태양 질량)보다 블랙홀이 될 가능성이 높은 것보다.
*이 거대한 별들은 그들의 삶의 끝에서 초신성 폭발을 겪습니다.
* 엄청나게 조밀 한 핵심은 자신의 중력 아래에서 무너져 블랙홀이됩니다.
중요한 요소 :
* 스타의 초기 질량 : 별이 커질수록 수명주기 후에 블랙홀로 무너질 가능성이 높습니다.
* 구성 : 별의 화학적 구성은 그것이 어떻게 진화하는지와 마지막 운명에 영향을 미칩니다.
* 회전 : 회전하는 별의 핵심은 붕괴에 저항 할 가능성이 높아서 블랙홀 형성을 방지 할 수 있습니다.
결론 :
단순한 체중 제한은 없지만 약 3-5 태양 질량을 초과하는 별은 초신성 폭발 후 블랙홀이되는 강력한 후보입니다. 그것은 중력, 질량의 상호 작용 및 항성 진화의 복잡한 물리학에 의해 결정된 매혹적인 과정입니다.
