Kara delikler öylesine yoğun hiçbir şey kozmik nesneleri kendi çekim kuvveti kaçabilir . Güneş’ten 15 kat daha büyük bir kütleye sahip bir kara delik sadece 28 kilometre yarıçapı olacak . Açıkçası , kütleli kara delikler oluşturmak içinönemli bir madde olduğunu ve çok büyük ana sekans yıldızlıçöküşü onların oluşumu içinbirincil yöntem oluşturur . Ana Dizi Yıldızlar

Ana sekans aktif füzyon kendi çekirdeklerin içinde yer alarak hayatlarınınbaharında olan bu yıldız, ifade eder . Bu yıldızlar kendi kütlesi ve parlaklığı arasında doğrudan bir ilişki ile karakterizedir . Bu yıldızlar hepsi bir değil türüne göre ancak boyutuna göre farklılaşmış yıldızı ” tip” , ya da kitle vardır . Güneş nispeten küçük bir ana dizi yıldızı. Güneş’inbüyüklüğü bir güneş kütlesi olarak tanımlanmıştır . Sonunda kara delikler olacak anakol yıldız 20-30 güneş kütlesi tipik olarak daha büyükGüneş’ten çok daha büyük. Star

arasında
Ölüm bir ana kez bir beyaz cüce yıldız , bir nötron yıldızı veya bir kara delik : sekans yıldızı kendi mevcut yakıt tüketmesi ,ölen yıldız için üç temel sonuç ortaya çıkabilir . ÖrneğinGüneş gibi küçük anakol yıldızları, beyaz cüceler olmak kaderinde vardır . Genellikle sekiz ve 20 ile 30 güneş kütlesi arasında orta anakol yıldız , nötron yıldız veya pulsar olmak kaderinde vardır . Çok geniş anakol yıldız , daha büyük 20 ila 30 güneş kütlesi , kara delikler olacak . Ancak, somut sınır kara deliğe bir nötron yıldızı geçiş için gerekliboyutu ile ilgili bulunmaktadır . Kendi füzyon tarafından oluşturulankuvvet olmadan
Beyaz Cüceler

yerçekimikuvvetleri karşı tepkiler , ana dizi çöküşü yıldız. Sonuç olarak , hızlı , dış tabakaların genişlemesi, kırmızı dev olarak bilinen oluşturan ve bir çok küçük, yoğun çekirdeğinin oluşumudur. Bu çekirdekmadde elektron seviyesine sıkıştırılır sonra, çökme elektron dejenere ile durdurulur. Bu atomik kuvvet yerçekimi kuvvetine karşılık verecek , ve çekirdek bir beyaz cüce olarak dengeler. BuChandrasekhar limiti olarak bilinen az 1.44 güneş kütlesi arasında çekirdeklerinde oluşur .
Nötron yıldızları

orta anakol yıldızlı , bir süpernova olarakçöküşü sonuçlar için . Geride kalançekirdek 1.44 güneş kütlesine aşarsa ,madde elektronlar ve protonlar nötronları oluşturmak için birleşerek bu kadar sıkıştırılmış olacaktır . Bu noktada ,tabakanın çöküşü bir nötron yıldızı oluşturarak , nötron dejenerasyonu tarafından durdurulur . Bu az üç beş güneş kütlesi çekirdek oluşur . Masif anakol yıldızlı , bir hipernova yılındaçöküşü sonuçlar için
Karadelikler

. Çekirdek geride 04:57 güneş kütlesine aşarsa , yerçekimikuvveti , hattanötron dejenere üstesinden gelecektir . Bu noktanın ötesinde , yerçekimi karşı hiçbir kuvvet sol yoktur . Çekirdek bir yıldız kara delik oluşturan , bir tekillik çökecek . İki ikili nötron yıldızlarınınbirleşmesi de bir yıldız kara delik üretebilir .