1. 초기 질량이 가장 중요합니다 :
* 8-20 태양 질량이있는 별 : 이 별들은 일반적으로 Neutron Stars 로서의 삶을 끝낼 것입니다. . 초신성 폭발 후, 그들의 코어는 무너지고, 양성자와 전자를 함께 압착하여 중성자를 형성한다. 결과 중성자 별은 엄청나게 조밀하며 도시 크기의 구체에서 태양보다 큰 질량으로 가득 차 있습니다.
* 20 개가 넘는 태양열 덩어리가있는 별 : 이 별들은 블랙홀이 될 운명입니다 . 초신성 폭발 후, 코어는 자체 중력 아래에서 무너져서 강렬하게 중성자 퇴행 지점을 넘어 압축됩니다. 빛조차도 아무것도없는 것은 엄청난 중력 당기기를 피할 수 없어 블랙홀을 만듭니다.
2. 기타 요인 :
초기 질량은 주요 드라이버이지만 다른 요인은 결과에 영향을 줄 수 있습니다.
* 회전 속도 : 빠르게 회전하는 별은 블랙홀을 형성 할 가능성이 높을 수 있습니다. 회전은 코어 붕괴로 인한 외부 압력에 대항하여 밀도가 높고 더 컴팩트 한 잔재로 이어집니다.
* 구성 : 더 높은 비율의 무거운 요소 (철과 같은)가있는 별은 블랙홀을 형성하기 쉽습니다. 이러한 요소는 붕괴에 대한 코어를지지하는 데 덜 효율적입니다.
* 자기장 : 강한 자기장은 붕괴 공정에 영향을 줄 수있어 블랙홀을 형성 할 가능성이 높습니다.
3. 초신성 폭발 :
초신성 폭발 자체가 역할을합니다. 폭발 중에 배출 된 질량의 양은 최종 잔재 질량에 영향을 줄 수 있습니다. 더 큰 질량 손실은 블랙홀 대신 중성자 별을 의미 할 수 있습니다.
4. Chandrasekhar 한도 :
약 1.4 태양 질량 인 Chandrasekhar 한도는 핵심 임계 값입니다. 이것은 물체가 전자 퇴행 압력을 통해 유지할 수있는 최대 질량입니다. 이 한계 위의 별은 필연적으로 중성자 별이나 블랙홀로 붕괴됩니다.
요약 :
거대한 별의 궁극적 인 운명은 복잡한 요인의 상호 작용에 의존하지만 초기 질량은 지배적 인 요인입니다. 8-20 태양 질량 사이의 질량이있는 별은 일반적으로 중성자 별이 될 것이며, 질량이 20 개를 초과하는 사람들은 그들의 삶을 블랙홀로 끝낼 것입니다.
