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☉.
En otras palabras, una estrella tendrá que ser 15-20 veces la masa del Sol. El tamaño no es realmente importante. Al final de la vida de una estrella, la estrella se hinchará y crecerá enormemente en tamaño, pero esto solo disminuye la densidad de las capas externas. La masa es lo que necesitas para que una estrella se convierta en un agujero negro.
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