Yıldız evrimi konusunda okumalar yapıyorum ama bir noktada kafam karıştı. Bütün yıldızlar ömürlerinin sonunda karadelik mi oluyor, yoksa bazıları nötron yıldızı olarak mı kalıyor, bazıları da beyaz cüce mi oluyor? Sınırı belirleyen kriter tam olarak ne? Okuduklarımdan çıkardığım kadarıyla yıldızın başlangıç kütlesi belirleyici. Düşük kütleli yıldızlar beyaz cüceye dönüşüyor, daha kütleli olanlar süpernova patlamasıyla nötron yıldızı bırakıyor, en kütleli olanlar ise karadelik üretiyor. Ancak bu sınırların sayısal değerleri kafamda net oturmuyor. Bir kaynakta Güneş kütlesinin sekiz katı sınır olarak verilirken başka bir kaynakta yirmi kat civarında değer geçiyor. Bir de patlama sonrası geriye kalan çekirdek kütlesi ile patlama öncesi yıldız kütlesi arasındaki ilişki ne? Yıldız patlarken büyük bir kütle uzaya saçılıyor, geriye kalan çekirdek bizim son ürünümüz. Bu durumda Chandrasekhar limiti ile Tolman Oppenheimer Volkoff limiti hangi aşamada devreye giriyor? İkili yıldız sistemlerinde durum daha karmaşık galiba. Bir yıldız komşusundan madde çekerse evrim yolu değişebiliyor diye okudum. Bu durumda tek yıldız için verilen sınırlar geçerli olmayabilir mi? Konuyu net biçimde, yıldız başlangıç kütle aralıkları ile birlikte açıklayabilecek varsa çok minnettar kalırım. Hangi kaynakları okumamı önerirsiniz, başlangıç düzeyinden orta seviyeye uygun olanlar tercihim olur.