별

거리측정법

거리측정의 가장 기본적인 방법은 삼각시차(→ 시차)로서, 연주시차를 측정하여 거리를 구하는데, 가까운 별에만 사용할 수 있다(→ 시차). 은하성단은 운동성단을 기준으로 하여 주계열 맞추기를 이용하며, O, B형 별과 초거성은 은하성단의 헤르츠스프룽-러셀(H-R)도와 통계시차를 기준으로 하여 분광시차를 이용한다.

통계시차와 H-R도를 기준으로 하는 것으로서 세페이드 변광성은 주기-광도 법칙을, 거문고자리 RR형 변광성은 광도곡선에서의 주기를 이용한다. 최대광도를 이용하는 것으로서 신성은 껍질의 팽창속도를, 초신성은 가까운 은하를 기준으로 한다. 또한 역학시차를 통해 질량-광도 법칙을 이용하여 주계열성의 거리를 결정한다.

측정

이름

대부분의 별 이름은 아랍어에서 유래했으며 독일의 J. 바이어는 겉보기 밝기에 따라 그리스 문자(α, β, γ ……)를, 영국의 플램스티드는 54개 별자리의 별에 대한 숫자를 별자리 이름의 소유격 형태로 붙였다.

별자리

그뒤 더욱 어두운 별까지 지칭하기 위해 헨리 드레이퍼(HD) 목록이나 본 소천성표(BD) 같은 목록이 작성되었는데, 이 목록은 별자리를 무시하고 적경을 사용했다.

위치

정확한 위치측정은 많은 천문학 문제에 필수적이며, 이를 통해 별의 고유운동을 결정할 수 있다.

밝은 별의 위치는 적도좌표계(→ 적경, 적위)로 측정될 수 있고, 어두운 별은 밝은 별을 기준으로 하여 사진건판이나 전하결합소자(CCD)로 측정된다.

크기

별의 질량은 안시쌍성(眼視雙星：광학망원경으로 봐서 2개의 별로 분리되는 천체계)을 제외하고는 직접 구하기가 어렵다.

쌍성, 특히 백색왜성과 초거성으로 구성된 경우에는 별의 크기에 관한 많은 정보를 얻을 수 있다. 1920년대에는 초거성의 각지름이 마이켈슨의 항성간섭계로 측정되었다. 빛의 간섭원리에 바탕을 둔 이 장치는, 밝은 별의 각지름이 클 때는 효과적이지만 겉보기 크기가 작은 천체에는 사용할 수 없다. 수십 년 뒤에 천문학자들은 이러한 별의 지름을 측정할 수 있는 '광-상호 간섭계 방법'을 개발했다.

1960년대 후반에 연구자들은 적색초거성의 실제 원반을 재현시킬 수 있는 '스페클 간섭계'로 알려진 새로운 기법을 사용했다. 별의 절대온도와 표면온도를 알면 별의 크기를 계산할 수 있는데, 온도로 에너지 방출률을 구한 뒤 별의 표면적과 반지름을 구한다.

등급

별의 밝기는 보통 등급으로 나타내는데, 등급에는 지상에서 측정하는 겉보기등급·안시등급·사진등급·절대등급과, 별이 방출하는 모든 복사 에너지에 대응하는 등급인 복사등급이 있다.

관측된 별의 밝기는 그 밝기가 약 2.5배 증가함에 따라 한 등급이 감소되는 겉보기등급(실시등급)으로 표현한다. 즉 1등급 별은 2등급 별보다 약 2.5배 더 밝다. 어떤 별들은 너무 밝아서 －등급으로 표현하는데, 예를 들면 시리우스의 겉보기등급은 －1.5이다. 육안으로는 6등급보다 밝은 별만을 볼 수 있다. 별의 본래밝기는 그 별이 표준거리인 10파섹(32.6광년) 떨어져 있다고 가정할 때의 겉보기등급인 절대등급으로 표시한다.

안시등급은 복사보정을 통해 복사등급으로 바뀐다. 지구에서 관측되는 별의 에너지는 검출장치에 민감한 영역의 에너지 뿐이다. 태양과 같은 별은 대부분의 에너지가 관측될 수 있는 영역에서 방출되고 대기소광이 적기 때문에 복사보정이 작다. 반면에 저온의 왜성은 적외선 영역의 바깥쪽 먼 곳에서 복사 에너지가 최대가 되고 대기소광이 크기 때문에 복사보정이 크다. 표면온도가 2만 K인 별에서 방출되는 자외선은 지구 대기에 의해 거의 흡수되므로 측정하기 힘들지만, 최근에는 로켓이나 위성에 자외선 검출기를 탑재시켜 관측하고 있다.

또한 별은 청백색에서 적색까지 여러 가지 색깔을 가지고 있다.

이러한 별의 색깔을 측정하는 정량적인 방법으로 안시등급과 사진등급을 비교하는 것이 있는데, 0점은 표면온도가 약 1만K인 하얀별에 대해 이 두 등급이 같아지도록 선택되었다. 그러나 오늘날에는 사진건판보다 광전측광을 이용하며, 가장 널리 쓰이는 방식은 3개의 필터를 사용하는 UBV계이다(UBV계). U필터는 3,700Å(옹스트롬)의 파장역이며, B필터는 사진등급에 대응하는 파장역이고, V필터는 거의 안시등급에 해당하는 파장역이다.

1960년대 이후에는 고감도 검출기의 발달로 적외선 영역까지 측정되었는데, 그중에서 UBV계를 확장한 UBVRI의 다색측광계가 널리 사용되었다. 1970년대에 들어와서는 정밀도와 감도가 사진보다 효과적인 CCD가 개발되어 관측에 이용되었다.

스펙트럼

별의 스펙트럼은 온도·화학조성·본래광도 등과 같은 많은 정보를 갖고 있으며, 고분산 스펙트럼으로는 강한 자기장에 대한 증거를 밝힐 수 있다.

HD 스펙트럼 계열에서는 분광형을 O, B, A, F, G, K, M 형으로 나누고, 화학조성에 따라 R, N형(지금은 탄소별이라고 불림)과 S형으로 보완되었다. O~M 계열은 온도와 대기압력에 의해 구별될 뿐 아니라 색의 계열이기도 하다. 예를 들어 가장 뜨거운 O형 별은 표면온도가 거의 2만 5,000K 이상인 것으로 추정되며 원래 푸른색을 띤다.

태양이 속한 G형 별은 온도가 5,000~6,000K 정도로 비교적 낮으며 흰색과 노란색 사이이다. 가장 차가운 M형 별은 온도가 3,500K 이하이며 진한 붉은색을 띤다. 스펙트럼선은 원자나 이온 속에 있는 전자의 전이에 의해 만들어진다. 연속흡수는 태양의 경우 음이온수소(H^－)의 광해리에 의해 이루어지며, 더 고온의 별은 중성수소원자의 광이온화에 의해 이루어진다.

별의 스펙트럼이 형성되는 물리적 과정을 잘 이해하면 항성대기의 온도·밀도·화학조성을 결정할 수 있다. 스펙트럼의 윤곽은 온도변화와 흡수물질의 밀도에 의존하며 이 밀도는 표면중력과 관계있다. 즉, 표면중력이 큰 왜성은 대기밀도가 크고, 표면중력이 작은 거성이나 초거성은 대기밀도가 상대적으로 작다.

분광분석을 통해 별의 조성에 대한 많은 정보를 얻을 수 있다.

M형 별의 스펙트럼에는 금속선과 산화티탄(TiO) 분자의 띠가 두드러지며 K형 별에서는 TiO 분자의 띠가 없어지지만 금속선은 풍부하다. 태양과 같은 G형 별은 이온화 칼슘(Ca Ⅱ)의 H, K선이 다른 어떤 선보다 강하다. F형 별은 중성 금속선이 약해지는 반면, 수소선의 세기는 점점 강해져서 A형 별에서 최대가 된다. B형 별은 헬륨(He Ⅰ)선이 특징이며, O형 별에서는 이온화 헬륨(He Ⅱ)선이 나타난다. 별의 대기온도(표면온도)는 스펙트럼을 통해 측정할 수 있는데, 주로 온도에 따라 스펙트럼에 나타나는 흡수선(吸收線)의 형태가 달라지기 때문이다.

거의 모든 별에 있는 원소는 대부분이 수소이지만, 온도가 2만 5,000K 이상인 별은 별의 바깥층이 완전히 이온화되기 때문에 사실상 흡수선이 생기지 않는다. 온도가 1만 K인 별은 이온화되지 않은 수소가 많이 존재하므로 많은 원자들의 전자가 더 높은 에너지 준위로 들떠서 스펙트럼에 강한 흡수선(예를 들면 발머 계열)이 나타난다. 또한 표면온도가 이보다 더 낮은 별의 스펙트럼에서는 이와는 다른 형태의 흡수선이 나타난다.

형태

태양 근처에 있는 대부분의 별은 쌍성 또는 다중성의 형태로 존재한다. 어떤 쌍성은 그 구성별 사이의 거리가 태양계 크기 정도 되는 반면, 다른 어떤 것은 매우 가까이 근접해 있기도 한다. 쌍성은 관측에 따라 안시쌍성·분광쌍성·식쌍성으로 구분된다.

안시쌍성은 망원경으로 관측할 때 서로 분리되는 쌍성으로서, 궤도의 각반지름과 시차를 알면 그 계의 장반경과 질량의 합을 구할 수 있으며, 공통의 중력중심에 대한 주성과 동반성의 상대궤도가 결정되면 질량비로부터 각각의 질량을 구할 수 있다. 분광쌍성은 시선속도의 관측으로 발견되는데, 스펙트럼선의 파장이 주기적으로 진동한다. 이러한 속도곡선은 연속적으로 반복하며 그 운동은 궤도운동으로 해석될 수 있다. 대부분의 분광쌍성은 그 궤도기울기를 결정할 수 없기 때문에 장반경이나 질량의 합을 구할 수 없지만, 각각의 별에 대한 스펙트럼선을 관측할 수 있다면 질량비를 구할 수 있다.

2개의 서로 가까운 별이 기울기가 90°인 궤도에서 운동하면서 서로가 서로를 가리는 계를 식쌍성이라 하며, 궤도의 방향과 별의 크기에 따라 개기식·금환식·부분식이 일어난다. 이 쌍성의 광도곡선은 계의 등급을 한 주기에 걸쳐 측정한 것인데, 이 곡선의 모양으로 두 별의 반지름의 비, 궤도반지름에 대한 한 별의 상대적 반지름, 광도비, 궤도기울기 등을 알 수 있다. 만일 고온의 작은 별과 저온의 큰 별이 계를 이루면서 서로 가깝게 있으면, 차가운 별은 보다 뜨거운 별에 가까운 부분이 상당히 밝아진다(반사효과). 식 직전과 직후에는 이 밝아진 반구가 관측자를 향하게 되므로 이 계의 총 광도는 극대가 된다. 이러한 근접쌍성은 별의 내부구조에 관해 많은 단서를 제공한다.

통계

별의 성질과 진화에 관련된 가장 중요한 통칙은 관측성질과 어떤 통계결과 사이의 관계로부터 유도될 수 있다. 별을 분광형과 절대등급에 따라 도표로 나타내면 특정 영역에 밀집되는데, 이 도표를 H-R도라고 한다(→ H-R도). 대부분의 별은 주계열이라고 명명된 좁고 긴 영역에 밀집되어, 이 영역은 왼쪽 위(뜨겁고 밝은 별)에서 오른쪽 아래(차갑고 어두운 별)까지 걸쳐 있다.

태양이 속한 주계열 별을 왜성이라고 한다. 또다른 비교적 많은 별들이 주계열의 윗부분인 도표의 오른쪽 윗부분에 모여 있는데, 이 차갑고 밝은 별은 거성이라 하며 태양보다 약 100배 정도 더 밝다. 더 밝은 초거성은 그림의 가장 윗부분에 있으며, 주계열의 왼쪽 아랫부분에는 표면온도가 높으나 광도가 낮은 백색왜성이 있다.

색-등급도로 별의 나이를 추정할 수 있다. 구상성단과 산개성단에 대한 색-등급도는 정량적으로 상당히 다른데, 이는 2종류의 성단을 구성하는 별들의 나이와 화학조성이 다르기 때문이다. 또다른 중요한 것으로는 별의 개수밀도와 광도 사이의 관계이다. 태양 근처의 별에 대한 광도함수는 15.5등급 근처에서 별의 최대개수를 갖는다. 또한 안시쌍성에 대한 복사광도와 질량 사이의 관계는 태양을 단위로 하여 광도(L)가 질량(M)의 (3＋β)제곱에 비례함을 보인다(L=(M)^3＋β). 그러나 β값은 상당히 어두운 별이나 매우 밝은 별에 대해서 약간의 차이가 있으며, 이런 질량-광도 관계는 주계열성에만 성립한다.

변광성

변광성은 진화의 일시적인 단계에 해당한다고 생각되며 질량에 따른 별의 진화에 대한 중요한 단서를 준다. 또한 어떤 변광성은 우리은하 밖의 먼 항성계까지의 거리를 재는 중요한 수단으로 사용된다. 맥동성에 속하는 세페이드 변광성, 거문고자리 RR형변광성, 왜성 세페이드(방패자리 δ별), 장주기변광성, 반규칙변광성, 불규칙적색변광성, 큰개자리 δ별 등은 별 자체의 맥동에 의해 변광한다.

격변 또는 폭발변광성이라고 하는 왜신성(백조자리 SS형 변광성, 쌍둥이자리 U형 별)·신성·초신성 등은 별의 바깥층이 갑자기 방출되기 때문이다. 그외의 변광성으로는 북쪽왕관자리 R형 별, 티타우리 별, 플레어 별, 스펙트럼 변광성과 자기별, 펄서, X선 변광성, 전파별 등이 있다.

큰개자리 β별은 분광형이 B형인 고온의 별로서, 스펙트럼선의 모양·세기·속도곡선·광도 등에서 복잡한 변화를 보인다. 대부분의 경우에는 2개의 주기가 서로 비슷하여 '맥동' 현상이 시선속도와 스펙트럼선의 모양에서 관측된다. 신성은 고온의 작은 청색별이며 태양보다 어둡지만 폭발하면 몇 시간 내에 10등급 또는 그 이상 더 밝아질 수 있고, 절대등급이 －8등급까지 증가한 것도 있다.

광도변화와 함께 스펙트럼에서도 큰 변화를 보이는데, 이는 우주공간으로 천천히 퍼지는 분출된 껍질이 변하기 때문인 것으로 생각되며, 이 껍질의 질량은 지구질량 정도로 작을 것으로 생각된다. 백조자리 SS형 변광성은 신성처럼 폭발을 일으키지만, 그 폭발규모는 작고 폭발간격도 수개월~1년으로 짧다. 신성과 백조자리 SS형 변광성은 동반성을 갖는 근접쌍성에서 일어나며, 특히 신성의 경우에는 동반성에서 유입된 물질로 표면에서 핵반응을 일으키는 것으로 생각된다. 이 폭발 후 물질이 계속 유입되어 새로운 폭발을 일으킨다. 북쪽 왕관자리 T형 별과 같은 이러한 반복신성의 존재를 통해 모든 신성은 수천~수백만 년 간격으로 폭발을 반복한다는 것을 예상할 수 있다. 북쪽 왕관자리 R형 별은 온도가 태양온도 정도 되는 거성으로서, 그 대기에는 과다한 탄소가 있는 것이 특징이다. 밝기는 일정하다가 갑자기 수등급 더 어두워진 뒤 천천히 원래 밝기로 되돌아오지만 별의 색깔은 변하지 않는다. 이러한 밝기의 감소는 불규칙적이며, 탄소증기가 검게 응축한 뒤에 이 스모그층이 증발할 때까지 별이 감추어지기 때문인 듯하다. 플레어 별은 M형의 왜성으로 태양의 플레어와 닮았지만 그 세기는 훨씬 강하다. 스펙트럼성과 자기별은 분광형이 주로 A형이며, 광도변화는 적지만 스펙트럼의 변화가 뚜렷하다. 또한 이 스펙트럼에는 강한 금속선이 있으며 그 세기는 주기적으로 변화한다.

구조

별의 구조를 설명하기 위해서는 구대칭, 유체정역학적 평형, 이상기체를 가정한다.

먼저 유체정역학적 평형이란 내부의 모든 점에서 밖으로 향하는 압력과 안으로 향하는 중력이 평형을 이룬다는 뜻이고, 이를 통해 깊이에 따른 압력기울기-밀도-질량 관계를 구할 수 있다. 2번째로 반지름 r인 구에 있는 물질의 질량을 나타내는 질량방정식이 있다. 3번째로 항성 내부물질의 온도-밀도-압력 관계식인 상태방정식이 있는데, 이 방정식은 그 별의 화학조성에 의존하는 평균분자량과 관계있다. 가장 간단한 모형에서는 모든 곳에서 화학조성이 같다고 할 수 있지만, 실제의 별은 헬륨과 수소의 비뿐만 아니라 총 중금속 함량까지 고려해야 하므로 평균분자량의 계산은 상당히 복잡하다.

별의 구조를 이해하기 위해서는 내부 에너지의 전달방식도 중요하다. 전달방식에는 복사·대류·전도가 있지만, 보통별의 경우에는 유체로 이루어져 있으므로 고체에서 효율적인 전도는 무시해도 되며 주로 복사에 의해 전달된다. 그러나 태양과 같은 별에서는 에너지가 포피부에서는 대류, 중심핵에서는 복사로 전달되며, 태양보다 질량이 더 큰 별의 경우에는 에너지 전달이 이와는 반대로 이루어진다.

마지막으로 별은 전 생애에 걸쳐 필요한 에너지를 생산해야 하는데, 이 에너지원은 주로 중심핵에서 일어나는 핵융합반응이다. 핵반응에 필요한 온도는 약 107K이며, 온도가 증가함에 따라 에너지 생성률도 증가한다. 별의 핵반응에 필요한 중심온도가 되기 위한 한계질량은 태양의 1/10 정도이며, 목성은 질량이 이보다 작아 별이 되지 못한 천체이다. 주계열성에서, 태양과 같은 별의 주요 에너지원은 양성자-양성자(p-p) 연쇄반응인 것으로 생각되며, 중심핵에서 수소가 헬륨으로 바뀜에 따라 평균분자량이 변하여 별의 모형도 바뀌게 된다. 이보다 질량이 더 큰 별의 주요 에너지원은 탄소(CNO) 순환반응인데, 반드시 탄소가 존재해야 한다.

거성이나 초거성은 화학조성이 균일한 모형을 세울 수 없다. 만일 카펠라와 같은 황색거성을 주계열성과 같이 가정한다면, 중심온도가 너무 낮아 에너지가 관측된 양만큼 생성되지 못한다. 이들의 에너지는 CNO 순환반응에 의해 생성되는 것으로 생각되는 비활성 중심핵을 둘러싼 얇은 껍질에서 생성되며, 이를 껍질연소 모형이라고 한다. 결론적으로 별의 구조는 유체정역학적 평형, 질량방정식(연속방정식), 이상기체의 상태방정식, 에너지 전달방식, 에너지 생성원 등 5가지의 식을 사용하여 계산할 수 있다.

진화

별의 진화

별의 탄생

별은 성간 가스와 티끌로부터 우리은하 전역에서 형성되고 있다.

이 성간물질이 균일하게 분포하지 않기 때문에 밀도가 더 큰 구름은 주위의 물질을 끌어당겨 중심핵을 형성한다. 이 구름의 중심핵이 자체중력에 의해 수축함에 따라 원시별이 빛을 발할 때까지 밀도와 중심온도가 증가한다. 이 단계에서는 원시별이 핵반응이 아닌 중력수축으로 에너지를 방출한다. 내부온도가 수백만 K로 올라가면 처음에는 중수소가, 이어서 리튬·베릴륨·붕소가 헬륨으로 붕괴한다. 이 수축에 의해 중심온도와 밀도가 계속 증가하여 p-p 연쇄반응이나 CNO 순환반응이 시작되고 별은 안정하게 된다.

이때 별은 주계열에 도달하여 생애의 대부분을 보낸다.

주계열

수소연소가 시작되는 단계에 있는 별들은 H-R도에서 영연령 주계열(ZAMS)이라고 하는 거의 하나의 선 위에 있게 된다.

시간이 지남에 따라 중심핵에서는 수소가 헬륨으로 바뀌어 내부구조가 변하고 별은 0연령 주계열에서 점차 멀어진다. 별의 질량의 약 10％가 헬륨이 되면 중심핵의 수소가 거의 헬륨으로 바뀌어 처음에는 중심핵이, 나중에는 별 전체가 수축한다. 그뒤 중심핵을 둘러싼 껍질에서 수소연소가 시작되고, 중심핵의 질량은 증가하지만 그 크기는 감소하는데, 이유는 계속 생성된 비활성 원소(헬륨)가 수소연소 껍질을 통해 공급되고 중심핵이 수축하기 때문이다.

별의 포피부가 급격히 팽창하면서 온도가 내려가 별은 붉게 보인다. 동시에 중심핵의 수축으로 생성된 에너지는 이를 둘러싼 영역의 수소를 가열하여 핵반응을 가속시킴으로써 광도를 증가시킨다. 이때 별은 주계열을 떠나 적색거성 단계로 진화한다.

진화의 후기단계

적색거성 단계에서 중심핵의 수축으로 내부온도가 계속 올라가 3-α반응이라는 헬륨 연소의 첫 단계가 시작된다.

이 헬륨 연소의 기간은 짧으며 그뒤 깊은 대류층이 소멸되고 다시 중력수축이 일어나는데, 이때가 팽창과 수축을 반복하는 세페이드 변광성에 해당된다. 그 다음 중심핵 헬륨 연소의 주요단계가 시작된 뒤 헬륨이 소모되어 탄소로 바뀌면 다시 수축이 일어나 헬륨 연소 껍질을 형성한다. 가벼운 별이 백색왜성이고 그 동반성이 적색거성인 근접쌍성의 경우에, 백색왜성의 표면에 적색거성의 포피부가 축적된 뒤 결국에는 핵반응을 시작한다.

이 별은 이런 핵반응으로 생성된 에너지로 격렬한 폭발을 일으켜서 축적된 물질을 날려버리고 신성이 된다. 태양 질량의 5배 이상의 질량을 가진 별은 수소를 모두 소비한 뒤에도 자체 중력수축으로 내부의 압력과 온도를 극히 높게 증가시켜서 연속적인 핵융합을 통해 에너지를 계속 만든다. 이 과정을 통해 중심핵에는 철과 같은 무거운 원소들이 계속 생성되지만, 철과 관련된 핵융합반응에 의해 이 별의 중심핵이 격렬하게 붕괴한다고 생각된다. 이런 무거운 별의 포피부는 격렬하게 폭발하여 초신성이 된다.

철보다 더 무거운 원소들은 폭발 도중에 발생하는 중성자포획반응으로 생성되며, 별의 형성에 필요한 성간매질의 양을 증가시킨다. 별은 질량이 달라도 진화과정은 같지만, 그 시간척도는 다르다. 질량이 큰 별일수록 진화속도가 빠른데, 별의 일생은 태양의 경우에는 10¹⁰년, 태양질량의 2배인 별은 3×10⁹년, 태양질량의 10배인 별은 10⁷년 정도이다.

마지막 단계

항성진화의 마지막 단계는 별의 질량과 별이 근접쌍성을 이루는지의 여부에 크게 좌우된다.

별의 질량이 태양 질량의 1.4배 이하이면 별은 포피부가 우주공간으로 흩어진 뒤 뜨겁고 밀도가 높은 중심핵만 남아 적색거성에서 백색왜성으로 진화한다. 질량이 태양 질량의 0.35배 이하인 별은 헬륨 연소 없이, 그리고 태양과 같은 별은 헬륨 중심핵이 연소하여 탄소가 생성된 뒤 탄소 연소 없이 수축하여 백색왜성으로 진화한다. 이보다 더 무거운 별은 일시적으로 별 주위를 둘러싸고 있는 팽창하는 가스 껍질인 행성상 성운을 거친 뒤 백색왜성이 된다.

질량이 태양 질량의 8배 이상인 별이 폭발한 후 남아 있는 중심핵의 질량이 태양 질량의 1.4~2배이면 중성자별이 된다(중성자별). 중성자가 조밀하게 채워진 이러한 별의 밀도는 태양에 비해 매우 크지만(3×10¹⁴g/㎤), 지름은 약 20~50㎞밖에 안 된다.

많은 중성자별은 매우 일정한 주기로 짧은 펄스 형태의 전파복사를 방출하는데, 이러한 천체를 펄서라고 한다(펄서). 이 백색왜성과 중성자별은 밀도가 매우 높은데, 그 이유는 축퇴압에 의해 정지할 때까지 수축이 계속되기 때문이다. 그러나 축퇴압으로 지탱할 수 있는 질량에도 한계가 있는데(백색왜성은 태양 질량의 1.4배, 중성자별은 태양 질량의 2배), 이 한계 질량보다 큰 백색왜성은 중성자별이 된다.

질량이 태양질량의 10배인 별이 폭발한 후 그 중심핵의 잔해 질량이 태양 질량의 2배 이상이면 계속 붕괴되어 검은구멍이 된다.