Gyorskeresés

A fősorozati csillagok öregedése és halála 2163

Amíg egy csillag a HRD fősorozatán (főágán) tartózkodik, addig a csillag magjában szüntelenül zajlik a hidrogén fúziója héliummá (nem az egész csillagban, hanem csak annak legmelegebb és legnagyobb nyomású magjában). A termelődő hélium az erős gravitáció miatt nem tud egyenletesen szétterjedni és szétoszlani a csillag egész térfogatában. A közepes (nagyjából naptümegű) csillagok magjában nincs konvektív áramlás, a nagyobb tömegűeknek viszont csak a magjában van, míg a kisebb tömegű csillagokban a konvekciós tartomány az egész csillagot magában foglalja:

A fősorozatban a csillag belsejében a termelődő hő miatt nagy a hőmérséklet és a nyomás, és ez (a keletkező elektromágneses sugárzás sugárnyomásával együtt) ellen tart a gravitációnak. Megakadályozzák, hogy a gravitáció összerántsa a csillagot, vagyis a fúzió energiatermelése stabilizálja a csillagmag méretét (persze csak amíg zajlik). Sőt, a Nap belsejében a fúziós energiatermelő időszakának nagy részében a hőmérséklet is állandó:

Azonban a csillag magjában a hidrogénfúzió eredményeként a hélium koncentrációja egyre csak nő, és egy ponton túl a nagy hélium koncentráció már akadályozza a további hidrogénfúziót, ezt hívjuk héliummérgezésnek. A magban csökkenni kezd az energiatermelés, aminek következtében már nem lesz elég nagy gáznyomás és sugárnyomás, ami ellen tudna tartani a gravitáció összehúzási vágyainak. A csillag ekkor összeroskad, vagyis a részecskéi közelebb kerülnek egymáshoz, amitől óriási mennyiségű gravitációs helyzeti energia szabadul fel benne, ami pedig felfűti a csillag anyagát. De mennyire? A csillag tömegétől függ, hogy mekkora gravitációs helyzeti energia szabadul fel, és ez mekkora hőmérsékletet hoz létre a csillag belsejében, illetve hogy az újabb, beinduló folyamatok vajon ezután ellent tudnak-e tartani a gravitációnak. Ezért a fősorozatbeli csillagok további sorsa a tömegeiktől függően eltérő. Tekintsük át nagy vonalakban! Jelölje mcs a csillag kezdeti tömegét!

mcs > 0,075 M
fősorozati csillag
(a HRD főága)
a csillag magjában H→He fúzió

0,075 M < mcs < 0,5 M
vörös törpe
(a HRD főág jobb alsó része)

A H→He fúzió nagyon hosszú ideig kitart (1010-1012 év), de további fúzió már nem indul be. 

A végén nem tudjuk, mi lesz, feltehetően
 fekete törpe (hélium anyagú)

0,5 M < mcs < 8 M
Nap típusú csillag
(a HRD főág középső része)

A magbeli hidrogénfúzió kimerülése után beindul a magban a He→C fúzió, a héjban pedig a H→He fúzió:
vörös óriás

A csillag visszamaradó szén-oxigén magjából:
→ fehér törpe
(0,15-1,4 M)

→ fekete törpe
(jórészt szén, oxigén anyagú)

Ha a fehér törpe anyagot tud magába szívni, akkor 1,4 M tömeget elérve:
\(\textbf{I}\)-es típusú szupernóva

mcs > 8 M
nagy, fényes, forró óriáscsillag
(a HRD főág bal felső része; fehéres-kékes színű)

A magbeli H→He fúzió kimerülése után:
vörös szuperóriás
(He→C→Ne→O→Si→Fe fúzió) 

\(\textbf{II}\)-es típusú szupernóva 

ha 8 M < mcs < 15-20 M
a visszamaradó vasmagból:
→ neutroncsillag
(1-3 M)

ha mcs > 15-20 M
a visszamaradó vasmagból:
→ fekete lyuk (sztelláris)
(3-20 M)

A legkisebb tömegű, de már hidrogénfúziót üzemeltető csoportnak, a 0,075 és 0,5 naptömeg közötti vörös törpéknek a további élete a vörös törpék oldalon található.

A 0,5 naptömeg fölötti kezdeti tömegű csillagokban a hidrogénégés kimerülése utáni gravitációs összehúzódás mindig termel annyi hőt, hogy két újabb fúziós folyamat is beinduljon:

1. a hidrogén fúziója héliummá, ami eddig csak a csillag magjában zajlott, átterjed a csillag külsőbb rétegeire (először csak a mag körüli vékony héjra, majd tovább, fokozatosan az egyre kijjebb lévő rétegekre is)

2.  a csillag magjában beindul a "héliumégés", azaz hélium fúziója szénné (100 millió K maghőmérsékleten).

Mindkét folyamat jelentős mértékű hőtermeléssel jár. Amikor a csillag külsőbb rétegeiben a beinduló hidrogénégés hőfejlődést okoz, az itteni kisebb gravitáció és kisebb nyomás miatt képes tágulást eredményezni, ezért a csillag felfúvódik. Tehát a 0,5 naptömeg kezdeti tömeg fölötti csillagok a magbeli hidrogénfúzió kimerülése után jelentős mértékben (tipikusan 100-szorosan) megdagadnak, ezzel a csillag az ún. vörös óriás állapotba kerül (illetve a 8 naptömeg felettiek a vörös szuperóriás állapotba). Ez a HRD-on a főágból leágazó terület, az ún. „óriás ág'' (Giants). Az óriás ágban azért van több csillag, mint a szuperóriáson, mert a szuperóriások nagyon rövid idő alatt használják el a fúziós anyagukat, így felnézve az égre ők csak ritkán figyelhetők meg, azaz egy adott időpontban kevés van belőlük.

A 0,5 M${}_{☉}$ feletti csilagokban a hidrogénégés kifelé zajló terjedése mellett minden csillag magjában beindul héliumfúzió, mert esetükben a H→He fúzió kimerülése utáni összehúzódás során a csillagmag hőmérséklete már eléri a héliumégéshez szükséges 100 millió K-t. A hélium égését végbevivő

\[3\ {}^4He\to {}^{12}C\]

ún. tripla-alfa folyamat hőtermelésének érdekessége, hogy az energiatermelés $P$ teljesítménye elképesztően érzékeny a hőmérsékletre:

$$P\sim T^{40}$$

Ez azt eredményezi, hogy a meginduló hőtermelés megnöveli a maghőmérsékletet, amitől még tovább nő a hőtermelés teljesítménye, amitől még jobban nő a hőmérséklet stb. Kialakul egy öngerjesztő, önerősítő hőmérséklet- és teljesítményfokozódás. Ha a teljesítmény nem ilyen erősen függene a hőmérséklettől, akkor a csillag a héliumfúzió miatt meginduló hőfejlődésre egyszerűen egy gyors kitágulással reagálna, ami egyből lehűtené a csillagot, a gravitációval szembeni munkavégzés miatt. Azonban itt, a $T^{40}$-nel arányosság miatt annyira gyorsan nő a teljesítmény, hogy a csillag "idő hiányában" nem képes erre tágulással reagálni (a nagy tehetetlen tömege miatt nem tud elég gyorsan tágulni). Természetesen idővel a nagy nyomás mindenképpen létrehozza a tágulást. Ezért a héliumégető korszakukban a csillagok változó intenzitással termelik az energiát. A héliumégetés egy érdekes esete a hélium felvillanás.

A létrejövő \({}^{12}C\) magok a nagy mennyiségben jelen lévő \({}^4He\)-mal is fuzionál:

\[{}^{12}C+{}^4He\to {}^{16}O\]

vagyis a Nap belsejében majd a vörös óriás állapotban oxigén is fog termelődni, de ennél nagyobb rendszámú elemek a 8 naptömeg kezdeti tömegűnél kisebb csillagokban már nem jönnek létre.

A hőtermelés intenzitása tehát a héliumégetés során erősen ingadozik, mert idővel a csillag mégis felfúvódik a termelődő hő okozta nagy nyomás hatására, a felfúvódástól aztán lehűl, aztán újra összehúzódik, amitől aztán megint felforrósodik és felfúvódik stb. Ekkor a csillag nem egy olyan nyugodt állapotban lesz, amiben eddig volt a fősorozaton (akár évmilliárdokon át), hanem egy lüktető, pulzáló üzemmódba kerül: a felfúvódások és összezuhanások váltogatják egymást. A felfúvódott állapotokban nevezzük a csillagot vörös óriásnak. A felfúvódások jelentős mértékűek, ilyenkor tipikusan 100-szorosra nő a csillag mérete, például a Nap a Föld jelenlegi pályasugara (150 millió km) méretű lesz. A felfúvódások során a csillag ellöki magától a saját anyaga egy részét. Ez a ledobott gáz körülveszi a csillagot, mint egy "köd", de közben folyamatosan távolodik, és ritkul. A vörös óriásról leszakadt, távolodó gázból lesz majd a szép színes planetáris köd, amikor később a csillagmag maradéka, a fehér törpe (lásd később) rendesen "bevilágítja".

De semmi sem tart örökké, így a csillagban egy idő után elfogy a héliumégés fűtőanyaga is. A Nap életében például kb. 10 milliárd éven át tart a hidrogén fúziója héliummá, majd még 1 milliárd éven át a vörös óriás korszak (a csillagmagban a hélium fúziója szénné, illetve a szén fúziója oxigénné). Márpedig ha már nincs a hőtermeléstől elég nagy nyomás, akkor a gravitáció könyörtelenül összehúzza a csillag anyagát.

Hogy ezután mi történik, az megint csak a csillag tömegétől függ.

Ha a csillag kezdeti tömege 0,5-8 M:

fősorozat (H→He fúzió) → vörös óriás (He→C fúzió) → fehér törpe 

A 0,5 és 8 M közötti kezdeti tömegű csillagok a felfúvódásokkal ledobnak annyi anyagot magukból, hogy végül a megmaradó magjuk kb. 0,5-1 naptömeg körül stabilizálódik (ekkor megszűnnek a felfúvódások és anyagledobások). Az így megmaradó mag, amikor a héliumfúzió kimerül, a gravitáció hatására összeroppan, de az összehúzódást egy ponton megállítja az atomokról leszakadt degenerált elektronok Pauli-nyomása (ami egy kvantummechanikai effektus), de csak amikor már kb. 100-szorosan összezsugorodott. Például a Nap Föld méretűre. Ezeket a csillagmagmaradványokat hívjuk fehér törpéknek.

Miért nem indul be egyből az egyre nagyobb rendszámú atommagok fúziója is? Az egyre nagyobb rendszámú magok egyre nagyobb elektromos töltéssel rendelkeznek, ezért egyre nagyobb közöttük az elektromos taszítóerő, de a magerő változatlanul rövid hatótávolságú. Így a magerő hatótávolságán belül kerüléshez az ütköző magoknak egyre nagyobb sebességre, egyre nagyobb mozgási energiára, azaz egyre nagyobb hőmérsékletre van szükségük. Minél nagyobb a csillag tömege, annál erősebb a gravitációs összehúzódás, így a kialakuló maghőmérséklet. Ezért minél nagyobbegy csillagok kezdeti tömege, annál nagyobb rendszámú magok fúziója indulhat el benne. A 8 naptömeg alatti csillagokban a fúziós sorozat nem jut tovább a szén létrejötténél, mert a szénből kiinduló fúzióhoz már 500 millió K kellene. Így a fehér törpék a magjukban magas széntartalmú objektumok.

Ha a csillag kezdeti tömege 8 M fölötti:

fősorozat (H→He fúzió) → vörös szuperóriás (He→C→Ne→O→Si→Fe fúzió) → II szupernóva → neutroncsillag / fekete lyuk 

8 naptömeg fölött az összehúzódó mag hőmérséklete eléri az 500 millió K-t, ezzel beindulnak olyan fúziós reakciók, amelyben a szénből még nagyobb rendszámú elemek jönnek létre:

$${}^{12}_6C+{}^{12}_6C\to {}^{20}_{10}{Ne}+{}^4_2{He}+4,617\ MeV$$

$${}^{12}_6C+{}^{12}_6C\to {}^{23}_{11}{Na}+{}^1_1H+2,241\ MeV$$

$${}^{12}_6C+{}^{12}_6C\to {}^{24}_{12}{Mg}+γ+13,933\ MeV$$

$${}^{12}_6C+{}^{12}_6C\to {}^{16}_8O+2\ {}^4_2{He}-0,113\ MeV$$

Aztán 1,2 milliárd K-en már a neon fúziója is beindul:

$${}^{20}_{10}{Ne}+{}^4_2{He}\to {}^{24}_{12}{Mg}+γ$$

De a magban amint kimerül egy fúziós reakció (a kiindulási anyagok elfogyása miatt), a gravitáció ismét átveszi az irányítást. Minél nagyobb a csillag tömege, annál nagyobb maghőmérséklet alakulhat ki, ami egyre nagyobb rendszámú magok egyre nagyobb hőmérsékleten beinduló fúziós reakcióit indítja be. A 8 naptömeg feletti csillagokban idővel héjszerkezet alakul ki, melyben befelé haladva egyre nagyobb rendszámú elemek fúziója zajlik:

Természetesen ebben az állapotban a csillag (a külső rétegekben zajló, hőtermeléssel járó fúziós reakciók miatt) felfúvódott álapotban van. De mivel itt 8 naptömegnél nagyobb csillagról beszélünk, ezért ez a többszörösére fúvódik, mint amekkorára a Nap fog, így ezeket vörös szuperóriásoknak nevezzük. A külső réteg - a fősorozatbeli csillagokhoz hasonlóan - hidrogénből és héliumból áll, ezért a "látványuk" hasonló, annak ellenére, hogy a belsejükben komoly változások zajlottak és zajlanak. Egy csillagász hollywood-i sztárokhoz hasonlította a vörös óriásokat és szuperóriásokat, mivel kívülről nézve nem látszik rajtuk a idő előrehaladta, és a belső öregedés.

Az egyre nagyobb rendszámú elemek fúziója azonban már egyre rövidebb ideig tart. Azért, mert ezek a reakciók egyre kevesebb energiafelszabadulással járnak, tekintetel arra, hogy a fúziós lejtő egyre kevésbé meredek, ahogy haladunka rendszám növekedésével a vastócsa felé:

Például egy 10 naptömegű csillag a hidrogénkészletét 10 millió év alatt használja el, de a szilíciumkészletét már mindössze 2 nap alatt. Ugyanis ha egy fúziós reakció nem termel sok hőt, akkor a gravitáció összehúzza a csillag magját, ezzel "felfűti" a magot, amitől a fúziós reakció felgyorsul, hisz a fuzionálni próbáló magok nagyobb sebességűek lesznek, íg ygyakrabban fognak ütközni, és gyakrabban közelítik meg egymást a magerő beindulásához szükséges kist távolságra.

A nagyobb rendszámú elemek (a 26-os rendszámú vasig) tehát egyrészt úgy jönnek létre, hogy az egyre nagyobb magok egyesülnek önmagukkal, vagy leggyakrabban héliummal.

Másrészt a létrejövő szén és neon a héliummal egyesülve neutronokat termel:

$${}^{13}_6C+{}^4_2{He}\to {}^{16}_8O+n^0$$

$${}^{22}_{10}{Ne}+{}^4_2{He}\to {}^{25}_{12}{Mg}+n^0$$ 

Majd ezek a neutronok, semlegesek lévén (nem hat rájuk a magok Coulomb-taszítása) könnyen behatolhatnak bármelyik atommagba, és ott elnyelődnek. Ezzel létrehozva a peródusos rendszer sokféle, egyre nehezebb izotópját. A neutronelnyeléssel létrejövő magokban a neutron-proton-arány nem optimális, hanem túl sok a neutron; ezt ß-bomlásokkal beállítja magának a mag (aminek során a neutronból proton lesz, vagyis a rendszám nő), majd újabb neutront nyel el, ezek a lépések pedig újra és újra lejátszódhatnak.

A fenti elemgyártás azonban nem tud a vasnál nehezebb elemeket előállítani, mert amikor a csillag magjában túlsúlyba kerül a vas, akkor már nincs aki termelne neutronokat, amik befogódhatnának az egyre nagyobb rendszámú magokba. A vasnál nagy rendszámú elemek fúziója pedig nem zajlik le, mivel ez nem jár energiafelszabadulással, hiszen az atommagok közül az \({}^{56}Fe\) esetében a legnagyobb értékű az egy nukleonra jutó kötési energia (vagyis a nukleonok számára ez jelenti a legmélyebb gödröt, ahová még "lefolynak", de a vasnál nagyobb magokban már nem lennének ilyen mély energiájú állapotban).

Újabb neutronforrás majd később születik, amikor a vasmagú vörös szuperóriás magjában megszűnik a fúzió és az ezzel járó hőtermelés, és - ellentétben a kisebb tömegű csillagokkal, ahol az elektrongáz degenerált állapotában a Pauli-taszítás képes megállítani a gravitációt - a mag újra gravitácis összehúzódást szenved el, ami pedig (a gravitáviós őpotenciális energia felszabadulása révén) ismét jelentősen felfűti a csillag magját. Az degenerált elektronok nyomásának legyőzéséhez a csillag magjának (az Ia típusú szupernóvákhoz hasonlóan) itt is el kell érnie az 1,44 naptömegnyi Chandrasekhar-határt, ami kb. 8 naptömegnyi kezdeti tömegű csillagoknál lehetséges. Ennél nagyobb tömeg felett tehát a csillag nagyjából Föld méretű (10.000 km átmérőjű) vasmagja összeomlik 10-20 km-es méretűre, méghozzá hirtelen, kevesebb, mint 1 másodperc alatt. A kollapszustól kialakuló 10 milliárd K-es maghőmérsékleten már olyan hevessé válnak a vasmagok ütközései, hogy beindul a termikus disszociáció azaz a hőbomlás:

$${}^{56}_{26}{Fe}\to 13\ {}^4_2{He}+4\ n^0$$

Az így keletkező neutronok inváziója - a magok elektromos, Coulomb-terét nem érzékelve - képes akadálytalanul behatolni bármilyen nehéz magba, ezzel egyre nehezebb kémiai elemeket is létre hozva.

A gravitációs összehúzódás, és az amiatti hőtermelődés nemcsak azzal jár, hogy a magban a vas disszociója beindul, hanem a mag összeomlása után már nincs, ami "alulról" tartaná a csillag külsőbb rétegeit, így azok is elkezdenek zuhanni a mag felé. A mag vonzása rettenetesen erős, így a külső rétegek óriási sebességre gyorsulva érik el a magot, ami viszont az átmérőjét tekintve épp ezredére zsugorodott össze). Mire odaérnek, a mag már nagyon sok milliárd K-re forrósodott, a vastartalma disszociációja ontja magából a neutronokat. A forró mag felforrósítja a rázuhanó külsőbb rétegeket, ettől a külsőbb rétegekben beindulnak olyan fúziós folymatok, amik idáig - a nem eléggé magas hőmérséklet miatt - még nem tudtak beindulni. A folyamat részletei nem pontosan tisztázottak, de az biztos, hogy ekkor dupla hőtermelés zajlik: nemcsak a gravitációs összehúzódás termel hőt (nem is keveset), hanem ehhez hozzáadódik a külső rétegekben hirtelen, egyszerre begyulladó fúziók óriási energiafelszabadítása is. Az eredmény nem lehet más, mint egy gigantikus robbanás, ami szétszórja a csillag eddigi külső rétegeit, bennük az addig létrejött szilíciummal, neonnal, szénnek, nitrogénnel, oxigénnel, valamint vassal - és ami talán a legfontosabb - a neutroninvázió során a vasba befogódott neutronok révén létrejött nehéz elemekkel. Tehát a periódusos rendszer vasnál nehezebb (Z>26) elemei mind szupernóvarobbanásban jöttek létre. A robbanás hatalmas sebességgel szórja szét a csillagmag anyagát, ami már nagy rendszámú elemeket is tartalmaz (ellentétben az első generációs csillagok gázfelhőivel, amik csak primordiális lemeket (Z<4) tartalmaz. A csillagközi térben szétterjedő szupernóva anyag később (akár évmilliárdokkal később) belekeveredhet egy gázfelhőbe, "beszennyezheti" annak főleg hdrogén és hélium anyagát, ami pedig egyszer gravitációsan összehúzódva egy új csillagként kezdi újra a fúziós energiatermelést, körülötte pedig a por-és gázfelhő anyagából formálódó bolygókon -  a szupernóvának hála - már lesz arany, ezüst és ólom is. A számítógépünkben található aranyozott érintkezőt tehát egy olyan szupernóvából származnak, amik a Naprendszerünk 4,5 milliárd évvel ezelőtti kialakulása előtt robbant fel valahol nem túl messze innen, és az anyag szétterjedt idáig. A 8 naptömegnél nagyobb csillagoknak ezt a haláltáncot jelentő végső nagy rúgását hívjuk II-es típusú szupernóva robbanásnak (ejtsd: kettes típusú). A legnagyobb tömegű csillagok (50-200 naptömeg) szupernóva-robbanásszerű végjátékát szokás hipernóva-robbanásnak nevezni.

A robbanástól leválik a magról a csillag anyagának nagyobbik része. A gravitációs összehúzódásnak a degenerált elektrongáz nyomása ezúttal (8 naptömegnél nagyobb kezdeti tömegű csillagról, így 1,4 naptömegnél nagyobb tömegű magról lévén szó) már nem tud ellen állni, így a részecskék közeledése belepréseli az elektronokat az atommagok protonjaiba:

$$p^++e^-\to n^0+ν_e$$

A fenti folyamatot szokás inverz β-bomlásnak is nevezni. Ennek eredményeképpen egy túlnyomórészt neutronból álló objektum jön létre, ezt hívjuk neutroncsillagnak. Azonban a neutronnak is feles a spinje, így esetükben is működik a Pauli-elv, a degenerált neutrongáznak ugyanúgy van Pauli-nyomása, mint eddig a degenerált elektrongáznak volt. Hogy a degenerált neutrongáz nyomása képes-e ellent tartani a gravitációnak, ismét a tömegtől függ, ezért ezen a ponton is a tömeg alapján elágazik a csillagfejlődés útja.

Ha a csillag kezdeti tömege 8 és 15-20 M közötti: 

fősorozat (H→He fúzió) → vörös szuperóriás (He→C→Ne→O→Si→Fe fúzió) → II szupernóva → neutroncsillag

8 és 15-20 naptömeg közötti kezdeti tömegű csillagok esetében a szupernóvarobbanás után a csillag visszamaradó vasmagjának tömege 1,44 és 3 naptömeg közötti. Ekkora tömeg esetén a degenerált neutrongáz Pauli-nyomása még képes ellen tartani a gravitációnak: az összehúzódás megáll úgy 10-20 km-es átmérőnél (a neutronok bár semlegesek, de spinjük van, méghozzá feles, azaz az elketronokhoz és a protonokhoz hasonlóan ők is fermionok, emiatt a Pauli-elv érvényes rájuk). Ilyen kicsi átmérőjű (Budapest méretű) objektumot optikai távcsővel jelenleg még lehetetlen megfigyelni. Kezdetben a neutroncsillag magja 100 milliárd K-es, a felszínének hőmérséklete 1 év alatt lecsökken 1 millió K-re, és a neutroncsillag pici felülete miatt csak lassan tud tovább hűlni. Mivel a neutroncsillagok 1-3 naptömegű objektumok, de kb. 100.000-szer kisebb átmérőjűek a Napnál, ezért igen nagy a sűrűségük, nagyjából az atommagokra jellemző ${10}^{17}\ {{kg}\over {m^3}}$ érték. A fehér törpék óriási sűrűségénél is milliószor sűrűbbek. A neutroncsillag felszínén a gravitációs vonzás a Föld felszíni értéknél úgy 200 milliárdszor erősebb. A szökési sebesség (amekkora függőleges kezdősebességgel indulva már nem pottyan vissza a gravitációs vonzástól) pedig a fénysebességnek úgy harmada-fele. Felszínükön a mágneses mező is igen, a földi mágneses mezőnél 108-1015-szer nagyobb, ami egyesek szerint a felszínen található vas atomokat már vékony tű alakúvá formálja. Ennek ellenőrzése jelenleg lehetetlen, mivel messze nem tudunk ekkora erősségű mágneses mezőt létrehozni itt a Földön: a legnagyobb mágneses terek is csak 100 tesla körüliek, vagyis a földfelszíni mágneses mezőnél csak pár milliószor nagyobbak. A neutroncsillagok tengely körüli forgásának szögsebessége az eredeti perdületük megmaradása miatt az összehúzódáskor jelentősen megnő (ahogy a korcsolyázó forgása felgyorsul, ha behúzza karjait, lábait), ezért a fordulatszámuk akár 700 is lehet másodpercenként. Ilyenkor a felületi anyag sebessége a fénysebesség negyede! A Tejútrendszerben kb. 100 millió fekete lyuk lehet, míg csillagból úgy 300 milliárd.

A neutroncsillagokat - hibásan - szokás egy gigantikus, csupa neutronból álló "atommagnak" tekinteni, azonban míg az atommagokban  a nukleonokat (neutronokat és protonokat) a nukleáris kölcsönhatás (magerő; az erős kölcsönhatás "maradványereje") tartja össze, addig a neutroncsillagban a gravitáció kényszeríti egymás közvetlen közelébe szerencsétlen neutronokat. A Pauli-nyomás miatt a neutronok nagyon szeretnének szétrepülni, de a nagyon erős gravitáció ezt nem engedi. A neutroncsillagot csupán annyira jogos atommagnak tekinteni, mint amennyire egy csúcsforgalomban közlekedő villamoson egy egymáshoz préselődő vadidegen férfit és nőt házaspárnak gondolni.  

Ha a csillag kezdeti tömege 15-20 M fölötti:

fősorozat (H→He fúzió) → vörös szuperóriás (He→C→Ne→O→Si→Fe fúzió) → II szupernóva → fekete lyuk

Ha a csillag eredeti tömege a 15-20 naptömeget is meghaladta, akkor a szupernóvarobbanás után visszamaradó vasmagjának tömege meghaladja a kb. 3 naptömegnél húzódó határt, amikor is a degenerált neutrongáz Pauli-nyomása már nem képes ellen tartani a gravitációnak, ezért az a 20 km-es méretnél nem hagyja abba a zsugorodást, hanem még jobban összeroskad, a végeredmény pedig egy fekete lyuk lesz. A fekete lyuk olyan képződmény, aminek felszínén (az eseményhorizonton) a szökési sebesség eléri a fénysebességet. Adott $M$ tömegű objektum esetén ez a feltétel az $R_S$ Schwartzschild-sugár esetén áll fenn:

$$R_S={{2G\cdot M}\over {c^2}}$$

ahol G a gravitációs állandó és c a fénysebesség.

Ez alapján fekete lyukká váláshoz a Nap tömegét 3 km-es átmérőjű gömbbé kellene összepréselni, míg a Föld tömegét 8,7 mm átmérőjű "borsószemmé".

A csillagokból létrjövő fekete lyukak tömege viszonylag szűt intervallumot fed le, mivel hiába jóval nagyobb egyes csillagok kezdeti tömege a minimális 15-20 naptömegnél, még a szupernóva robbanás előtt a csillagszél miatt sok anyagot veszítenek, ezért a magjuk nem tud nagyon sokszor több lenni, mint az alsó határt jelentő 3 naptömeg. Egyébként is, a jelenleg ismert legnagyobb tömegű csillagok 150-200 naptömegűek, azaz csak 10-szer nehezebbek, mint a fekete lyuk létrejöttéhez szükséges minimális tömeg. A csillagmaradványként megszülető (azaz sztelláris) fekete lyukak kis tömegűnek számítanak (3-15 naptömeg), de későbbi életük során ütközések révén egyesülhetnek, ezekből létrejönnek a  "közepes" fekete lyukak, majd végül létrejöhetnek a galaxisok közepén található "szupermasszív" fekete lyukak, melyek tömeg tipikusan a naptömeg milliószorosa vagy milliárdszorosa (a legnagyobb 50 milliárd naptömegű). A mi galaxisunk, a Tejútrendszer közepén található fekete lyuk kb. 4 millió naptömegű. Az elméleti modellek szerint 50 milliárd naptömeg felett a fekete lyukra ráhullani próbáló újabb anyag már a zuhanás közben annyira felforrósodik, hogy a fekete lyuk "elfújja magától", vagyis ez egy felső tömeghatár a fekete lyukak számára.

1987-ben, közel 400 év után újra megfigyelhető volt a Földről egy szupernóva robbanás, ezúttal egy II-es típusú. Az eseményt a fény ideérkezése előtt előre jelezték a földi neutrínó detektorok. Ennek maradványa ma így néz ki: