Komu hlavná sekvencia zahŕňajú tie hviezdy, ktoré sú v hlavnej fáze svojho vývoja. V porovnaní s osobou je to obdobie zrelosti, obdobie relatívnej stability. Všetky hviezdy prechádzajú touto fázou, niektoré rýchlejšie (ťažké hviezdy), iné dlhšie (ľahké hviezdy). V živote každej hviezdy je toto obdobie najdlhšie.

E Ak vezmeme do úvahy Hertzsprungov-Russellov diagram, potom sú hviezdy hlavnej postupnosti usporiadané diagonálne od ľavého horného rohu (vysoké svietivosti) k pravému dolnému rohu (nízke svietivosti). Poloha hviezd na Hertzsprung-Russellovom diagrame závisí od hmotnosti, chemické zloženie hviezdy a procesy uvoľňovania energie v ich hĺbkach. Hviezdy v hlavnej sekvencii majú to isté Zdroj energie(termonukleárne reakcie spaľovania vodíka, takže ich svietivosť a teplota (a následne aj ich poloha na Hlavnej postupnosti) sú určené najmä hmotnosťou; najhmotnejšie hviezdy (M ~ 50M od Slnka) sa nachádzajú v hornej časti (vľavo). ) časť hlavnej postupnosti a pri pohybe nadol V hlavnej postupnosti sa hmotnosti hviezd zmenšujú na M~0,08M Slnka.

H a Hviezdy vstupujú do hlavnej postupnosti po štádiu gravitačnej kontrakcie, čo vedie k objaveniu sa zdroja termonukleárnej energie vo vnútri hviezdy. Začiatok štádia hlavnej sekvencie je definovaný ako okamih, keď je strata energie chemicky homogénnej hviezdy na žiarenie plne kompenzovaná uvoľnením energie pri termonukleárnych reakciách. Hviezdy sú v tomto momente na ľavom okraji hlavnej sekvencie, nazývanej počiatočná hlavná sekvencia alebo hlavná sekvencia nultého veku. Koniec fázy hlavnej sekvencie zodpovedá vytvoreniu homogénneho héliového jadra vo hviezde. Hviezda opúšťa hlavnú sekvenciu a stáva sa obrom. Rozptyl hviezd na pozorovanej hlavnej postupnosti je určený okrem evolúcie aj rozdielmi v počiatočnom chemickom zložení, rotácii a prípadnej binárnosti hviezdy.

O Pre hviezdy s M < 0,08 M ​​od Slnka presahuje doba gravitačnej kontrakcie životnosť Galaxie, a preto nedosiahli Hlavnú postupnosť a sú trochu napravo od nej. Pre hviezdy s hmotnosťou 0,08 M ​​od Slnka je fáza termonukleárneho spaľovania vodíka taká dlhá, že počas života Galaxie nestihli opustiť Hlavnú postupnosť. Hmotnejšie hviezdy majú životnosť v hlavnej sekvencii ~ 90 % celého svojho evolučného času. To vysvetľuje prevládajúcu koncentráciu hviezd v oblasti hlavnej sekvencie.

ALE Obzvlášť hrá analýza hlavnej sekvencie dôležitá úloha pri štúdiu hviezdnych skupín a hviezdokôp, pretože s pribúdajúcim vekom sa bod, v ktorom sa Hlavná postupnosť hviezdokopy začína výrazne odchyľovať od počiatočnej hlavnej postupnosti, posúva do oblasti nižších svietivostí a neskorších spektrálnych typov, a preto sa pozícia hviezdneho zhluku bod obratu hlavnej sekvencie môže slúžiť ako indikátor veku hviezdokopy.

Hlavná sekvencia (MS) je najľudnatejšou oblasťou na Goetzsprung-Russellovom (GR) diagrame. Hlavná hmotnosť hviezd v diagrame GR je umiestnená pozdĺž uhlopriečky na páse, ktorý vedie z pravého dolného rohu diagramu doľava horný roh. Tento pás sa nazýva hlavná sekvencia.

V pravom dolnom rohu sú studené hviezdy s nízkou svietivosťou a nízkou hmotnosťou, počnúc hviezdami s hmotnosťou rádovo 0,08 hmotnosti Slnka a ľavý horný roh je obsadený horúcimi hviezdami s hmotnosťou rádovo 60 až 100 hmotností Slnka a vysokou hmotnosťou. svietivosť (otázka stability hviezd s hmotnosťou väčšou ako 60-120 mil slnko zostáva otvorený, aj keď zjavne v nedávne časy existujú pozorovania takýchto hviezd).

Fáza vývoja zodpovedajúca hlavnej postupnosti je spojená s uvoľňovaním energie v procese premeny vodíka na hélium, a keďže všetky hviezdy MS majú jeden zdroj energie, poloha hviezdy na GR diagrame je určená jej hmotnosťou. a v malej miere aj svojím chemickým zložením.

Hviezda trávi väčšinu svojho života v hlavnej postupnosti, a preto je hlavná postupnosť najľudnatejšou skupinou na GR diagrame (leží na nej až 90 % všetkých hviezd).

Hlavná sekvencia

Závislosť hmotnosti a svietivosti pre hlavnú sekvenciu

Pre hviezdy hlavnej postupnosti existuje aproximačný vzťah známy ako vzťah hmotnosti a svietivosti. Tento vzťah bol odvodený z pozorovacích určovaní hmotností a svietivostí hviezd hlavnej postupnosti, ale podporujú ho aj výpočty hviezdneho modelu pre hviezdy MS. Svietivosť hviezdy je zhruba úmerná jej hmotnosti s mocninou 3,5 alebo 4:

L ~ M 3.5-4

Hviezda dvakrát tak hmotná ako Slnko má teda svietivosť 11-krát väčšiu ako Slnko. Najhmotnejšie hviezdy hlavnej postupnosti sú asi 60-krát hmotnejšie ako Slnko. To zodpovedá svietivosti takmer miliónkrát väčšej ako slnko.

Pre najhmotnejšie hviezdy L~M.

Životnosť v hlavnej sekvencii

Hviezdy trávia väčšinu svojho života v hlavnej sekvencii. Vo všeobecnosti, hmotnejšie hviezdy žijú rýchlejšie ako tie menej hmotné. Zdalo by sa, že hviezdy s väčším množstvom vodíka na spálenie by ho museli spotrebovať dlhšie, no nie je to tak, pretože rýchlejšie využívajú svoje zdroje.

Odhadnime životnosť hviezdy na MS. Zjednodušene sa rovná pomeru energie, ktorá môže byť vyžiarená k energii uvoľnenej hviezdou za jednotku času (ide o svietivosť L).

Energia vyžiarená hviezdou za čas t sa rovná súčinu svietivosti a tento čas:

E=LT.

Podľa Einsteinovej rovnice:

E = Mc2.

Spojením týchto dvoch výrazov dostaneme:

t=Mc2/L,

ak vezmeme do úvahy zákon hmotnosti a svietivosti, dostaneme:

t \u003d c 2 /M 2,5-3,

alebo v solárnych jednotkách:

t/t slnko = 1/(M/M slnko) 2/5-3.

Ak je teda odhadovaná doba života Slnka na hlavnej postupnosti 10 10 rokov, tak hviezda 10-krát hmotnejšia ako Slnko bude žiť 1000-krát menej, t.j. 10 7 rokov. Keďže pre najhmotnejšie hviezdy L~M, potom, keď sa ich hmotnosť zväčší, životnosť sa prestane zvyšovať a má tendenciu k hodnote ~ 3,5 milióna rokov, čo je v kozmickom meradle veľmi málo.

Povrchová teplota, svietivosť a životnosť hviezd hlavnej postupnosti

Tabuľka hviezd hlavnej postupnosti

spektrálny typ		teplota (K)	svietivosť (L/L slnko)	hmotnosť (M/M slnko)	polomer (R/R slnko)
O9.5	Orion C	33,000	30,000	18.0	5.90
B0	Južný kríž	30,000	16,000	16.0	5.70
B2	špica	22,000	8,300	10.5	5.10
B5	Achernar	15,000	750	5.40	3.70
B8	Regulus	12,500	130	3.50	2.70
A0	Sirius A	9,500	63	2.60	2.30
A2	Fomalhaut	9,000	40	2.20	2.00
A5	Altair	8,700	24	1.90	1.80
F5	Procyon	6,400	4,0	1.35	1.20
G0	Centauri A	5,900	1.45	1.08	1.05
G2	slnko	5800	1.000	1.00	1.00
G5	Cassiopeia	5,600	0.70	0.95	0.91
G8	Kita	5,300	0.44	0.85	0.87
K0	Pollux	5,100	0.36	0.83	0.83
K2	Eridani	4,830	0.28	0.78	0.79
K5	Centauri B	4,370	0.18	0.68	0.74
M2	Lalande 21185	3,400	0.03	0.33	0.36
M4	Ross 128	3,200	0.0005	0.20	0.21
M6	Vlk 359	3,000	0.0002	0.10	0.12

I. Mironovej

predchádzajúce

Hviezdy sú najzaujímavejšie astronomické objekty a predstavujú najzákladnejšie stavebné bloky galaxie. Vek, rozloženie a zloženie hviezd v galaxii umožňuje určiť jej históriu, dynamiku a vývoj. Okrem toho sú hviezdy zodpovedné za produkciu a distribúciu ťažkých prvkov vo vesmíre, ako je uhlík, dusík, kyslík, a ich charakteristiky úzko súvisia s planetárnymi systémami, ktoré tvoria. Preto štúdium procesu zrodu, života a smrti hviezd zaujíma ústredné miesto v astronomickej oblasti.

Zrodenie hviezd

Hviezdy sa rodia v oblakoch prachu a plynu, ktoré sú rozptýlené vo väčšine galaxií. Vzorový príklad distribúciou takéhoto oblaku je hmlovina Orión.

Tento obrázok kombinuje viditeľné a infračervené snímky z Hubbleovho a Spitzerovho vesmírneho teleskopu. Turbulencia v hĺbke týchto oblakov vedie k vytvoreniu uzlov s dostatočnou hmotnosťou na spustenie procesu zahrievania materiálu v strede tohto uzla. Práve toto horúce jadro, známejšie ako protohviezda, by sa jedného dňa mohlo stať hviezdou.

Trojrozmerné počítačové simulácie procesu tvorby hviezd ukazujú, že rotujúce oblaky plynu a prachu sa môžu rozpadnúť na dve alebo tri časti; to vysvetľuje, prečo je väčšina hviezd v Mliečnej dráhe v pároch alebo malých skupinách.

Nie všetok materiál z oblaku plynu a prachu sa dostane do budúcej hviezdy. Zostávajúci materiál môže tvoriť planéty, asteroidy, kométy alebo jednoducho zostať ako prach.

Hlavná postupnosť hviezd

Hviezde veľkosti nášho Slnka trvá asi 50 miliónov rokov, kým dozrie od svojho vzniku až po dospelosť. Naše Slnko bude v tejto fáze zrelosti asi 10 miliárd rokov.

Hviezdy sa živia energiou uvoľnenou v procese jadrovej fúzie vodíka s tvorbou hélia v ich hĺbkach. Odtok energie z ich centrálnych oblastí hviezdy poskytuje potrebný tlak na zabránenie kolapsu hviezdy v dôsledku vlastnosti gravitácie.

Ako ukazuje Hertzsprung-Russellov diagram, hlavná postupnosť hviezd pokrýva široký rozsah jasov a farieb hviezd, ktoré možno klasifikovať podľa týchto charakteristík. Najmenšie hviezdy sú známe ako červení trpaslíci, majú hmotnosť asi 10 % hmotnosti Slnka a vyžarujú len 0,01 % energie v porovnaní s našou hviezdou. Ich povrchová teplota nepresahuje 3000-4000 K. Červení trpaslíci sú napriek svojej miniatúrnej veľkosti jednoznačne najpočetnejším typom hviezd vo vesmíre a sú staré desiatky miliárd rokov.

Na druhej strane najhmotnejšie hviezdy, známe ako hyperobri, môžu mať hmotnosť 100 alebo viackrát vyššiu ako Slnko a povrchové teploty presahujúce 30 000 K. Hypergiants uvoľňujú státisíckrát viac energie ako Slnko. ale majú životnosť len niekoľko miliónov rokov. Takéto extrémne hviezdy, ako sa vedci domnievajú, boli rozšírené v ranom vesmíre, ale dnes sú extrémne zriedkavé - v celej Mliečnej dráhe je známych niekoľko hypergiantov.

Evolúcia hviezd

AT vo všeobecnosti, čím väčšia hviezda, tým kratšia jej životnosť, hoci všetky hviezdy okrem superhmotných žijú miliardy rokov. Keď hviezda úplne produkuje vodík vo svojom jadre, jadrové reakcie v jej vnútri ustanú. Jadro zbavené energie, ktoré je potrebné na udržanie sa, sa začne zrútiť do seba a bude oveľa horúcejšie. Zvyšný vodík mimo jadra pokračuje v podpore jadrovej reakcie mimo jadra. Teplejšie a teplejšie jadro začne tlačiť vonkajšie vrstvy hviezdy smerom von, čo spôsobí, že sa hviezda roztiahne a ochladí, čím sa zmení na červeného obra.

Ak je hviezda dostatočne masívna, proces kolapsu jadra môže zvýšiť jej teplotu na úroveň dostatočnú na podporu exotickejších jadrových reakcií, ktoré spotrebúvajú hélium a produkujú rôzne ťažké prvky, vrátane železa. Takéto reakcie však poskytujú len dočasnú úľavu od globálnej katastrofy hviezdy. Postupne sa vnútorné jadrové procesy hviezdy stávajú čoraz nestabilnejšími. Tieto zmeny spôsobujú pulzáciu vo vnútri hviezdy, ktorá neskôr povedie k vyvrhnutiu vonkajších obalov, ktoré sa obklopia oblakom plynu a prachu. Čo sa stane ďalej, závisí od veľkosti jadra.

Ďalší osud hviezdy závisí od hmotnosti jej jadra

	Pre stredné hviezdy, ako je Slnko, proces oslobodzovania jadra z vonkajších vrstiev pokračuje, až kým nie je vyvrhnutý všetok okolitý materiál. Zvyšné, silne zahriate jadro sa nazýva biely trpaslík. Bieli trpaslíci, ktorých veľkosť je približne ako Zem, majú hmotnosť plnohodnotnej hviezdy. Donedávna zostávali pre astronómov záhadou – prečo nedochádza k ďalšej deštrukcii jadra. Kvantová mechanika vyriešil túto hádanku. Tlak rýchlo sa pohybujúcich elektrónov chráni hviezdu pred kolapsom. Čím je jadro masívnejšie, tým je trpaslík hustejší. Takže ako menšej veľkosti biely trpaslík, tým je masívnejší. Tieto paradoxné hviezdy sú vo vesmíre celkom bežné – aj naše Slnko sa o pár miliárd rokov zmení na bieleho trpaslíka. V dôsledku nedostatku vnútorného zdroja energie sa bieli trpaslíci časom ochladzujú a miznú v rozsiahlych vesmírnych priestoroch.
	Ak sa biely trpaslík sformoval v dvojhviezdnom alebo viacnásobnom hviezdnom systéme, koniec jeho života by mohol byť rušnejší, známy ako vznik novej hviezdy. Keď astronómovia táto udalosť vzhľadom na toto meno si naozaj mysleli, že sa formuje nová hviezda. Dnes je však známe, že v skutočnosti hovoríme o veľmi starých hviezdach - bielych trpaslíkoch. Ak je biely trpaslík dostatočne blízko k sprievodnej hviezde, jeho gravitácia môže stiahnuť vodík z vonkajšej atmosféry suseda a vytvoriť svoju vlastnú povrchovú vrstvu. Keď sa na povrchu bieleho trpaslíka nahromadí dostatok vodíka, jadrové palivo exploduje. To vedie k zvýšeniu jeho jasu a vypadávaniu zvyšného materiálu z povrchu. V priebehu niekoľkých dní sa jas hviezdy zníži a cyklus sa začne znova. Niekedy, najmä u masívnych bielych trpaslíkov (ktorých hmotnosť je viac ako 1,4 hmotnosti Slnka), môže získať také veľké množstvo materiálu, že sa pri výbuchu úplne zničia. Tento proces je známy ako zrod supernovy.
	Hviezdy hlavnej postupnosti s hmotnosťou približne 8 alebo viac hmotností Slnka sú predurčené k zániku v dôsledku silného výbuchu. Tento proces sa nazýva zrodenie supernovy. Supernova nie je len veľká nová hviezda. V novej hviezde explodujú iba povrchové vrstvy, zatiaľ čo pri supernove sa zrúti samotné jadro hviezdy. V dôsledku toho sa uvoľňuje obrovské množstvo energie. V období od niekoľkých dní do niekoľkých týždňov môže supernova zažiariť svojim svetlom celú galaxiu. Pojmy Nový a Supernova presne nedefinujú podstatu procesu. Ako už vieme, fyzicky k vzniku nových hviezd nedochádza. Dochádza k zničeniu už existujúcich hviezd. Táto mylná predstava je vysvetlená niekoľkými historickými prípadmi, keď sa na oblohe objavili jasné hviezdy, ktoré boli dovtedy takmer alebo úplne neviditeľné. Tento efekt a objavenie sa novej hviezdy ovplyvnili aj terminológiu.
	Ak sa v strede supernovy nachádza jadro s hmotnosťou 1,4 až 3 hmotnosti Slnka, deštrukcia jadra bude pokračovať, kým sa elektróny a protóny nespoja a nevytvoria neutróny, ktoré následne vytvoria neutrónovú hviezdu. Neutrónové hviezdy sú neuveriteľne husté vesmírne objekty – ich hustota je porovnateľná s hustotou atómového jadra. Keďže veľké množstvo hmoty je zbalené do malého objemu, gravitácia na povrchu neutrónovej hviezdy je jednoducho zakázaná. Neutrónové hviezdy majú veľké magnetické polia, ktoré dokážu zrýchliť atómové častice okolo ich magnetických pólov a produkujú silné lúče žiarenia. Ak je takýto lúč orientovaný smerom k Zemi, potom môžeme od tejto hviezdy registrovať pravidelné impulzy v oblasti röntgenového žiarenia. V tomto prípade sa nazýva pulzar.
	Ak má jadro hviezdy viac ako 3 hmotnosti Slnka, potom sa v procese jej kolapsu vytvorí čierna diera: nekonečne hustý objekt, ktorého gravitácia je taká silná, že ho nemôže opustiť ani svetlo. Keďže fotóny sú jediným nástrojom, ktorý môžeme použiť na štúdium vesmíru, priama detekcia čiernych dier nie je možná. Ich existenciu možno poznať len nepriamo. Jeden z hlavných nepriame faktory naznačujúci existenciu čiernej diery v určitej oblasti je jej obrovská gravitácia. Ak sa v blízkosti čiernej diery nachádza nejaký materiál – najčastejšie ide o sprievodné hviezdy – zachytí ho čierna diera a pritiahne k nej. Priťahovaná hmota sa bude špirálovito otáčať smerom k čiernej diere, pričom okolo nej vytvorí disk, ktorý sa zohreje na obrovské teploty a vyžaruje veľké množstvo röntgenových a gama lúčov. Práve ich objav nepriamo naznačuje existenciu čiernej diery v blízkosti hviezdy.

Užitočné články, ktoré odpovedia najviac zaujímavé otázky o hviezdach.

objekty hlbokého neba

Reshebnik v triede astronómie 11 na lekciu číslo 25 (pracovný zošit) - Evolúcia hviezd

1. Podľa údajov uvedených v nasledujúcej tabuľke označte polohu príslušných hviezd na Hertzsprung-Russellovom diagrame (obr. 25.1) a potom doplňte do tabuľky chýbajúce charakteristiky.

Zakreslenie polohy hviezd do diagramu je znázornené na príklade Slnka. Hviezdy sú zakreslené v priesečníku súradníc svietivosti a teploty.

2. Pomocou Hertzsprungovho-Russellovho diagramu (obr. 25.1) určte farbu, teplotu, spektrálny typ a absolútnu veľkosť hviezd nachádzajúcich sa v hlavnej postupnosti a so svietivosťou (v svietivostiach Slnka) rovnou 0,01; 100; 10 OOO. Získané údaje zapíšte do tabuľky.

3. Uveďte postupnosť etáp vývoja Slnka:

a) ochladenie bieleho trpaslíka;
b) zhutňovanie hmôt plynu a prachu;
c) kontrakcia do protohviezdy;
d) gravitačná kontrakcia červeného obra;
e) stacionárny stupeň (zdroj žiarenia – termonukleárna reakcia);
f) červený obor s expandujúcim héliovým jadrom.

b - c - d - e - f - a

4. Pri štúdiu hmotností hviezd a ich svietivostí sa zistilo, že pre hviezdy patriace do hlavnej postupnosti je v intervale svietivosť (L) hviezdy úmerná štvrtej mocnine jej hmotnosti: L~M 4 . Vykonajte potrebné výpočty a na Hertzsprung-Russellovom diagrame (obr. 25.1) vyznačte polohu hviezd s hmotnosťou: 0,5, 5 a 10.

5. Výpočty ukazujú, že čas t (v rokoch) pobytu hviezdy na hlavnej postupnosti Hertzsprungs-Russellovho diagramu možno odhadnúť zo vzorca t, kde M je hmotnosť hviezdy v hmotnosti Slnka. Určte čas, ktorý hviezda strávi v hlavnej sekvencii (životnosť).

- najbežnejší zo všetkých pozorovaných vesmírne objekty Vesmír.

Hmotnosť je najdôležitejším parametrom hviezd. Hviezdy sa nazývajú plynové gule, ktorých hmotnosť presahuje 0,08 hmotnosti Slnka.

Štúdiom žiary hviezd, ich spektier sa zistilo, že atmosféry hviezd pozostávajú z vodíka, hélia a prímesí niektorých ďalších prvkov. Práve vo hviezdach sú podmienky na vznik ťažších prvkov ako je hélium.

Teploty a svietivosti hviezd sú vo veľmi širokých medziach, ale tieto parametre nie sú nezávislé. Svietivosť hviezd sa porovnáva so svietivosťou Slnka. Absolútna magnitúda Slnka je M = +4,82 m. Svietivosť Slnka: L = 3,58 10 26 W. Existujú hviezdy, ktoré sú stotisíckrát jasnejšie a stotisíckrát slabšie ako Slnko.

Hviezdy hlavnej postupnosti sú normálne hviezdy podobné Slnku, v ktorých sa pri termonukleárnych reakciách spaľuje vodík. Hlavnou postupnosťou je postupnosť hviezd iná hmotnosť. Najväčšie hviezdy z hľadiska hmotnosti sa nachádzajú v hornej časti hlavnej postupnosti a sú to modré obry. Hviezdy s najmenšou hmotnosťou sú trpaslíci. Nachádzajú sa v spodnej časti hlavnej sekvencie.

má hlboký evolučný význam. diagram spektrum – svietivosť .

Hviezdy vznikajú v dôsledku gravitačnej nestability v studených a hustých molekulárnych oblakoch. Preto sa hviezdy rodia vždy v skupinách (klastre, komplexy). Stupeň vývoja hviezdy, ktorý sa vyznačuje kompresiou a ešte nemá zdroje termonukleárnej energie, sa nazýva protostar . Po státisíce rokov je studený oblak plynu a prachu zreteľne stlačený; teplota v strede oblaku sa zvyšuje na milióny kelvinov. Po dosiahnutí teploty niekoľkých miliónov kelvinov sa v strede začnú termonukleárne reakcie. Minimálna hmotnosť potrebná na to je 0,08 M ​​.

V hviezdach hlavnej postupnosti prebiehajú reakcie takzvaného protón-protónového cyklu.

Ďalší vývoj hviezdy závisí od jej hmotnosti. Hviezdy skromnej veľkosti a nízkej hmotnosti, vrátane Slnka, sa na konci svojho života, po štádiu červeného obra, zmršťujú a zhadzujú svoj obal a menia sa na bielych trpaslíkov . Bieli trpaslíci majú hmotnosť nepresahujúcu 1,2 M a polomer 100-krát menší ako Slnko. Ich hustota je miliónkrát väčšia ako hustota slnka.

neutrónové hviezdy vznikajú pri výbuchoch supernov, ak bola počiatočná hmotnosť hviezdy 10–40 M alebo pri narastaní hmoty na bieleho trpaslíka v tesnej dvojhviezdnej sústave. Rýchlo sa otáčajú okolo svojej osi a majú silné magnetické pole. Pohybujúce sa nabité častice vytvárajú elektromagnetické vlny, ktoré sú emitované úzkym, rýchlo rotujúcim lúčom. Neutrónové hviezdy sú identifikované s pulzarmi.

Ak je konečná hmotnosť hviezdy väčšia ako 3 M, potom sa hviezda stane čierna diera . Gravitačné pole takejto masívnej hviezdy stláča jej hmotu tak silno, že hviezda sa nemôže zastaviť na stupni neutrónovej hviezdy a naďalej sa zmenšuje až na gravitačný polomer. Predpokladá sa, že počet čiernych dier v našej galaxii je asi desať miliónov.