No se trata tanto del tamaño como de la masa. El límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff es un límite superior a la masa de estrellas compuesto de materia degenerada de neutrones como las estrellas de neutrones, y por lo tanto también un límite inferior a los agujeros negros. Este límite superior es de alrededor de 1,5–3M☉, aunque para los agujeros negros de masa estelar, el límite inferior es de alrededor de 3M☉.
Sin embargo, este límite inferior se refiere a la masa neta después de que la estrella atraviesa el colapso gravitacional y se convierte en supernova. Una masa final de 3M☉ corresponde a una masa inicial de 15–20M☉.
Sin embargo, el Sol no se convertirá en supernova. Solo las estrellas de alta masa se convierten en supernova. El Sol se convertirá en un gigante rojo a medida que se expandan sus capas externas. Finalmente, se expulsa tanta masa que emerge una nebulosa planetaria (imagen a continuación). Lo que queda en el centro es una enana blanca , el núcleo muerto de una estrella que se enfría durante billones de años, que es el destino final del Sol.
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