Какво еволюционно развитие може да се очаква за Слънцето и други звезди с подобна маса? 
черна дупка неутронна звезда червен гигант → свръхнова червен гигант → бяло джудже
A B C D
Според друг модел, голям газов облак в периода преди образуването на първите звезди колапсира в „квазизвезда“, след което в черна дупка с начална маса около 20 "M", а след това бързо натрупва материя, за да се превърне относително бързо в черна дупка със средна маса и, може би, в свръхмасивна черна дупка, ако акрецията не намали при по-големи маси. Чрез поглъщане на други звезди и сливане с други черни дупки, може да се формират свръхмасивни черни дупки с милиони пъти по-голяма маса от тази на Слънцето. Тази черна дупка с маса 1300 пъти по-голяма от Слънцето е в един куп от седем звезди, вероятно остатък от масивен звезден куп, откъснат от галактическия център. Все пак, следва да се отбележи, че коронални изхвърляния на маса възникват и на други звезди освен Слънцето. След образуването на черна дупка тя може да продължи да расте, поглъщайки маса от заобикалящото я пространство. Оказва се, че наблюдаваните скорости на звезди от ядрото, обикалящи около тъмен обект, могат да се обяснят само с черна дупка с маса от 1 милиард слънчеви маси. Тя съдържа свръхмасивна черна дупка с маса около 35 млн. Значителна част от звезден материал се очаква да се е натрупала в свръхмасивната черна дупка. В центъра на галактиката се намира свръхмасивна черна дупка с маса около 100 млн. Свръхмасивната черна дупка на този квазар, с приблизителна маса от 800 милиона слънчеви маси, е най-отдалечената черна дупка към днешна дата. С чудовищната си маса една такава „черна дупка“ буквално разкъсва тъканта на времето и пространството. Ако остатъкът има маса по-голяма от 3 "M", той продължава да се срива и образува черна дупка. В самия център има свръхмасивна черна дупка с маса 4,100 ± 0,034 милиона слънчеви маси. При превръщането си в черна дупка, звездата не печели маса – т.е. Хромосфера имат и други звезди освен Слънцето. Имплозията е ключова част от гравитационния колапс на големи звезди, което може да доведе до образуването на свръхнова, неутронна звезда или черна дупка. Хиперяркият квазар APM 08279+5255 има свръхмасивна черна дупка с маса 2,3 (23 милиарда) "M". Спекулира се че някои от най-големите звезди могат да избухнат в хипернова, превръщайки ядрото си направо в черна дупка. Известно количество нов хелий се образува в резултат на термоядрен синтез в звезди с маса, по-голяма от половината маса на Слънцето. Галактическият център е масивен и интензивен радиоизточник с доста голяма маса (наречен Стрелец А), за който се смята, че е супермасивна черна дупка. Кебет очаква Сократ да се справи и с неговия контрааргумент с подобна лекота. Всяка невъртяща се и незаредена маса, която е по-малка от радиуса на Шварцшилд, образува черна дупка. За да се създаде светимост от 10 вата (обичайната светимост на квазар), свръхмасивната черна дупка трябва да консумира материя, еквивалентна на 10 звезди на година. Теоретически е възможно да се хвърли маса в една малка черна дупка и да се използва излъчването за захранване на електрическа централа, но това са само хипотези. Орбитата на Земята обаче може да се измени с 1,7 AU заради намалялата маса на Слънцето. Всяка звезда от Главната последователност с начална маса поне 8 пъти по-голяма от масата на слънцето (8 "M") има потенциал да създаде неутронна звезда. Чрез поглъщане на други звезди и сливане с други черни дупки, може да се формират свръхмасивни черни дупки с милиони пъти по-голяма маса от тази на Слънцето. Неутронна звезда

Неутронните звезди са вид звезди, най-често срещаните в края на звездната еволюция. Все пак, следва да се отбележи, че коронални изхвърляния на маса възникват и на други звезди освен Слънцето. Новородената неутронна звезда може да върти около оста си много пъти за секунда. Имплозията е ключова част от гравитационния колапс на големи звезди, което може да доведе до образуването на свръхнова, неутронна звезда или черна дупка. Например, неутронна звезда с маса от 1,5 "M" би могла да има радиус 10,7, 11,1, 12,1 или 15,1 километра. Остатъкът е неутронна звезда. Най-голямата наблюдавана маса на неутронна звезда е около 2,01 слънчеви маси (PSR J0348+0432). Част от масата на звездата, която се срива за да образува неутронна звезда, се изхвърля при взрива на свръхнова (от закона за еквивалентност на маса-енергия, ). На практика, обаче, нито Земята, нито Слънцето имат нужната маса и следователно нужната гравитационна сила, за да преодолеят налягането на електронна и неутронна дегенерация. Цялата маса на Земята с плътността на неутронна звезда би се вместила в сфера с диаметър от 305 m (размера на обсерваторията Аресибо). Много звезди са гравитационно свързани с други звезди, оформяйки кратна звезда (двойни звезди или звезди с повече компоненти). Хромосфера имат и други звезди освен Слънцето. Външните слоеве на първоначалната звезда се свиват и могат да отскочат от новообразуваната неутронна звезда, създавайки супернова. При дадени стойности

и звездни маси „M“, които най-често са множители на една слънчева маса,

то релативистичната частична енергия на свързване на неутронна звезда е

Неутронна звезда с маса от 2 "M" не би била по-компактна от 10 970 m в радиус (модел AP4). Най-вероятните радиуси за дадена маса на неутронна звезда са ограничени от моделите AP4 (най-малък радиус) и MS2 (най-голям радиус). Типичното образуване на една звезда протича по следния начин:


Звезди с по-малка маса се образуват по-често от такива с голяма маса. През 1934 Цвики и Бааде за първи път използват термина „свръхнова“ и изказват хипотезата, че тези звезди може би са междинния вариант при превръщането на една нормална звезда в неутронна звезда, също така и източника на космическите лъчи. Известно количество нов хелий се образува в резултат на термоядрен синтез в звезди с маса, по-голяма от половината маса на Слънцето. Кебет очаква Сократ да се справи и с неговия контрааргумент с подобна лекота. Орбитата на Земята обаче може да се измени с 1,7 AU заради намалялата маса на Слънцето. Обикаля около звезда с означение OGLE-2005-BLG-390L, подобна на Слънцето, но много по-студена и малка. Кафяво джудже

Кафявите джуджета са звезди с маса между 1 и 8 процента от тази на Слънцето. Когато „свръхнова“ звезда колапсира в неутронна звезда, нейното магнитно поле се увеличава няколко пъти. Постепенно Слънцето ще се превърне в Червен гигант. Слънцето ще се превърне в червен гигант за около 5 млрд. Чрез поглъщане на други звезди и сливане с други черни дупки, може да се формират свръхмасивни черни дупки с милиони пъти по-голяма маса от тази на Слънцето. Все пак, следва да се отбележи, че коронални изхвърляния на маса възникват и на други звезди освен Слънцето. Това са звезди със средна маса, които са преминали през фазата на червен гигант и сега изгарят хелия в ядрата си. Очаква се, Ригел да свърши като свръхнова тип II. Тя ще се превърне в червен гигант, подобно на Бетелгейзе и ще експлодира като свръхнова, оставяйки своя компаньон да орбитира около гореща, бързо въртяща се неутронна звезда. Слънцето не е достатъчно масивно, за да избухне като свръхнова. Звезда с първоначална маса по-малка от 0,25 "M" не може да стане гигант. Другата звезда може да е от Главна последователност, субгигант или червен гигант. Червен гигант. В съвременната астрофизика терминът "червен гигант" се отнася към такива звезди, които са излезли от главната последователност. Хромосфера имат и други звезди освен Слънцето. Червен гигант

Червените гиганти са звезди от ниските спектрални класове с висока светимост, образуващи се в късен етап от звездната еволюция. Известно количество нов хелий се образува в резултат на термоядрен синтез в звезди с маса, по-голяма от половината маса на Слънцето. Кебет очаква Сократ да се справи и с неговия контрааргумент с подобна лекота. Орбитата на Земята обаче може да се измени с 1,7 AU заради намалялата маса на Слънцето. Кафяво джудже

Кафявите джуджета са звезди с маса между 1 и 8 процента от тази на Слънцето. Именно защото на двата полюса се намират възгледите за еволюционно и революционно развитие на общественото устройство, консерватизмът може да бъде определен като догонващ. Очаква се черни дупки със звездна маса да се формират при колапса на много масивни звезди в края на техния жизнен цикъл. Маса (пояснение)

Маса може да се отнася за: Тези социални правила са посочени като сексуален морал (какво може и какво не може да се направи според правилата на обществото) и на сексуалните норми (кое се очаква и кое не). В спектралната класация Канопус е F0 Ia (Ia се отнася за „светъл свръхргигант“), а такива звезди са редки и слабо понятни – те са звезди, които могат да бъдат или са в процес на развиващ се или далеч от червен гигант статут. Медийният гигант предприема масова кампания за подхранване на съперничеството с „ПСЖ“, осъзнавайки какво влияние може да окаже то на спорта, а и от гледна точка на приходите. Все пак, при по-масивни звезди, загубата на маса може да причини отронване на до 50% от маса им. Една от двете еволюира до червен гигант, оставяйки другата, бяло джудже, да се върти около нея. Когато това се случи, той ще се превърне в червен гигант, след което ще се смали до бяло джудже. В такъв случай тя остава червен гигант, докато привърши водорода си и накрая се превърне в хелиево бяло джудже. Кафяво джудже

Кафявите джуджета са звезди с маса между 1 и 8 процента от тази на Слънцето. Бяло джудже се образува, след като звездата вече е еволюирала през главната последователност и преминала и през етапа на червен гигант. Постепенно Слънцето ще се превърне в Червен гигант. Слънцето ще се превърне в червен гигант за около 5 млрд. Бяло джудже

Бяло джудже се нарича звезда с маса, непревишаваща границата на Чандрасекар, лишена от собствен източник на термоядрена енергия. Чрез поглъщане на други звезди и сливане с други черни дупки, може да се формират свръхмасивни черни дупки с милиони пъти по-голяма маса от тази на Слънцето. Смята се, че Слънцето, което в момента е жълто джудже в средата на живота си, ще се превърне в червен гигант след около 5,4 милиарда години. Все пак, следва да се отбележи, че коронални изхвърляния на маса възникват и на други звезди освен Слънцето. В тесни двойни звезди често едната компонента е бяло джудже. Това са звезди със средна маса, които са преминали през фазата на червен гигант и сега изгарят хелия в ядрата си. С маса от 1,02 "M", тя е почти двойно по-масивна от средностатистическото бяло джудже с маса 0,5 – 0,6 "M". По-масивната от тях – Сириус В – e изразходила ресурсите си и се е превърнала отначало в червен гигант, разпръсквайки външните си слоеве, а впоследствие – в бяло джудже, каквото е останала и до днес. Алдебаран

Алдебаран е двойна звезда, съставена от червен гигант от първа величина и джудже от спектрален клас М2. Звезда с първоначална маса по-малка от 0,25 "M" не може да стане гигант. Другата звезда може да е от Главна последователност, субгигант или червен гигант. Червен гигант. В съвременната астрофизика терминът "червен гигант" се отнася към такива звезди, които са излезли от главната последователност. Хромосфера имат и други звезди освен Слънцето. Компаньонът вероятно е бяло джудже във взаимодействие с Мира, който е заобиколен от акреционен диск от материал, изсмукан от червения гигант Мира. Червен гигант

Червените гиганти са звезди от ниските спектрални класове с висока светимост, образуващи се в късен етап от звездната еволюция. Известно количество нов хелий се образува в резултат на термоядрен синтез в звезди с маса, по-голяма от половината маса на Слънцето. Кебет очаква Сократ да се справи и с неговия контрааргумент с подобна лекота.