별이 블랙홀로 붕괴하기 전 마지막 단계는 무엇인가요?
태양 질량 약 2.2(우리 태양 질량)보다 질량이 더 큰 별은 일반적으로 핵융합이 멈추고 더 이상 중력의 안쪽으로 밀려나지 않을 때 수명 주기가 끝나면 블랙홀로 붕괴합니다. 이 질량의 별은 안쪽으로 끌어당기는 중력이 너무 강해서 다른 힘에 저항할 수 없기 때문에 블랙홀이 될 운명입니다. 그러나 이 한계 이하와 찬드라세카르 한계인 태양 질량 1.4를 초과하는 별은 중성자별로서 수명을 다합니다. 중성자별도 죽은 별의 잔재이지만 질량이 더 작기 때문에 중력이 블랙홀이 되기에는 충분하지 않습니다. 죽은 별이 압축되고 점점 더 밀도가 높아짐에 따라 일반 물질은 중성자로 바뀌고 중력의 당김에 저항하는 마지막 힘을 퇴화 중성자 압력이라고 하는데, 이는 두 개의 중성자가 동일한 양자 상태에 있지 않을 수 있다는 양자 효과입니다. 이것은 중력의 인력에 저항하는 외압을 생성하여 별을 중성자별로 정착시킵니다. 나중에 별의 동반자 또는 다른 출처에서 더 많은 질량이 추가되면 별의 질량이 태양 질량 약 2.2의 한계를 넘으면 퇴화 중성자 압력으로도 중력의 균형을 맞추기에 충분하지 않아 별은 블랙홀로 붕괴됩니다.
What is the last step before a star collapses into a black hole?
Stars that have a higher mass than about 2.2 solar masses (the mass of our Sun) will typically collapse into black holes at the end of their life cycle when fusion has stopped and no longer pushes out against the inward pull of gravity. For stars of this mass, their inward pull of gravity is too strong to be resisted by other forces, thus their fate is to become black holes. However, stars under this limit and above the Chandrasekhar limit of 1.4 solar masses will end their lifecycles as neutron stars. Neutron stars are also the remnants of dead stars but since they have a smaller mass, their gravity is not enough for them to cross into becoming black holes. As the dead star compresses and becomes more and more dense, regular matter is turned into neutrons and the last force to resist the pull of gravity is called degenerate neutron pressure, which is a quantum effect that dictates that no two neutrons may be in the same quantum state. This creates an outward pressure that resists the pull of gravity and settles the star into a neutron star. If more mass is added later, from a star companion or other sources, once the star's mass crosses the limit of around 2.2 solar masses even degenerate neutron pressure isn't enough to balance gravity and the star will collapse into a black hole.