25 הכוכבים הקרובים ביותר mV - גודל חזותי; r - מרחק לכוכב, pc; L הוא עוצמת הבהירות (עוצמת הקרינה) של הכוכב, המתבטאת ביחידות בהירות שמש (3.86–1026

סוגי כוכבים בהשוואה לכוכבים אחרים ביקום, השמש היא כוכב ננסי ושייכת לקטגוריית הכוכבים הרגילים, שבעומקם מימן הופך להליום. כך או אחרת, סוגי הכוכבים מתארים באופן גס את מחזור החיים של אחד בנפרד

"עולם החיים" (Lebenswelt) הוא אחד המושגים המרכזיים של הפנומנולוגיה המאוחרת של הוסרל, שנוסח על ידו כתוצאה מהתגברות על האופק הצר של שיטה פנומנולוגית למהדרין על ידי התייחסות לבעיות של קשרי תודעה בעולם. הכללה כזו של "עולם"

מחזור חיים של וירוס כל וירוס חודר לתא בדרכו הייחודית. לאחר שחדר, עליו קודם כל לפשוט את בגדיו החיצוניים כדי לחשוף, לפחות חלקית, את חומצת הגרעין שלו ולהתחיל להעתיק אותה. עבודת הנגיף מאורגנת היטב.

מחזור החיים של כוכבים תלוי במסה שלהם. כוכבים גדולים שורפים את הדלק שלהם בצורה אינטנסיבית יותר ונשרפים במשך כמה עשרות מיליוני שנים. קטנים יכולים "להעיף" במשך מאות מיליארדי שנים.

כאשר מימן אוזל, תגובות נוקלאוסינתזה נפסקות. כוח הכבידה מתחיל לדחוס את הכוכב עד שהטמפרטורה העולה מפעילה היתוך תרמו-גרעיני משני, שבמהלכו הופך הליום בליבת הכוכב לפחמן. בליבו נשאר גביש של פחמן טהור - יהלום של אלף קראט. במהלך הבעירה המשנית של הליום בליבת הכוכב משתחררת כל כך הרבה אנרגיה שהכוכב מתחיל להתנפח והופך ל ענק אדום , שכן השכבה החיצונית שלו מתקררת לחלק האדום של הספקטרום. קוטר הכוכב גדל ביותר מפי 100. כשהדלק להיתוך תרמו-גרעיני משני נגמר, כוחות הכבידה שוב מתחילים לדחוס את הכוכב והוא הופך למנוון גמד לבן , שיקרין חום שיורי לחלל עד שיתקרר לחלוטין. כאשר כוכב מתפתח מענק אדום לננס לבן, רוב השכבות החיצוניות שלו נשפכות לתוך המדיום הבין-כוכבי והופכות לחומר להיווצרותם של כוכבים חדשים.

סוף כזה מיועד לכוכבים ממוצעים, כמו השמש שלנו.

כוכבים מסיביים יותר מפי 8 מהשמש מתים לפי תרחיש אחר. לאחר שריפת ההליום בהם, המסה העצומה שלהם במהלך הדחיסה מחממת את הליבה והקליפה עד כדי כך שמתחילות תגובות נוקלאוסינתזה עוקבות, וכתוצאה מכך מתקבל תחילה פחמן, אחר כך סיליקון, מגנזיום והיסודות הבאים בעלי מסה גרעינית גדלה. . יתרה מכך, עם תחילתה של כל תגובה חדשה בליבת הכוכב, הקודמת ממשיכה בקליפתה. כל היסודות הכימיים המרכיבים את היקום נוצרו בדיוק כתוצאה מנוקלאוסינתזה במעמקי כוכבים גדולים גוססים. ברגע שמגיע התור להיווצרות ברזל, מגיע סופו של הכוכב. במהלך הסינתזה שלו, אנרגיה לא משתחררת, אלא רק נספגת. תוך פרק זמן קצר, הדלק אוזל, תגובות תרמו-גרעיניות נפסקות, וכוחות הכבידה ממוטים את קונכיית הכוכב לכיוון מרכזו. אנרגיית ההתנגשות בין המעטפת החיצונית לליבה גבוהה מאוד. היא מפוצצת כוכב.

אם הכוכב היה כבד יותר מפי 30 מהשמש, אז לאחר שהוא מתפוצץ כמו סופרנובה, קריסת הכבידה לא נפסקת - היא נוצרתחור שחור. יש לו את הצפיפות שתהיה לכדור הארץ אם הוא נדחס לקוטר של 5 ס"מ לכן, כוח הכבידה של חורים שחורים נוטה לאינסוף. אפילו חלקיקי אור במהירויות המקסימליות שלהם לא יכולים להתגבר על כוח מושך שכזה. לכן, חור שחור לא מחזיר את האור הנופל עליו, הוא סופג אותו. מכאן השם.

מדענים מציעים שחוקי הפיזיקה אינם חלים על חורים שחורים, החלל והזמן מפסיקים להתקיים, אבל המידע נשאר בצורה של תחזיות הולוגרפיות. קצהו של חור שחור - אופק אירועים - זה גבול הזמן והמרחב. מרכזו של חור שחור הוא ייחוד - אי ודאות פיזית. חור שחור מכלה כוכבים וערפיליות כל עוד יש מקום עבורם. ואז הוא משחרר זרם חזק של גז - קוואזר מעבר לגלקסיה. רוחבו של הקוואזר גדול מקוטר מערכת השמש. מחוץ לגלקסיה מתחילים להיווצר כוכבים חדשים וגלקסיות חדשות. חורים שחורים מנחים את התפתחות היקום.

מותם של כוכבים מספק את חומר הבנייה ליקום. כל היסודות הכימיים - זהב, כסף, פלטינה, ברזל ואחרים נוצרים בתוך כוכבים גוססים ובמהלך הפיצוצים שלהם מפוזרים לחלל.

הכוכבים הראשונים היו מסיביים (גדולים פי כמה אלפי מהשמש) ולא יציבים. הם נולדו במהירות ומתו במהירות, והותירו אחריהם אבק קוסמי עשיר ביסודות כימיים שונים.

הכוכבים הראשונים נוצרו מערפיליות קוסמיות, הודות לאנרגיה של המפץ הגדול. בשלבים מאוחרים יותר ועכשיו ממשיכים להיוולד כוכבים. אבל זה קורה רק אחרי שסופרנובה נוספת מתפוצצת. גל הפיצוץ שלו נותן דחף לאינטראקציה של חלקיקי אבק קוסמיים, וכתוצאה מכך הם מתחילים לנוע ולהיצמד. על ידי היצמדות זו לעצם אחד, הם מגדילים יותר ויותר את גודלו, ובכך מגדילים את כוח המשיכה שלו, מה שמושך עוד יותר חלקיקים אחרים, ולאחר מכן חפצי חלל גדולים יותר.

בשלב הראשוני, כוכב צעיר והמרחב המקיף שלו הם אלמנט משתולל עם מספר רב של כוכבי לכת קטנים המסתובבים בצורה כאוטית. מתנגשים זה בזה, חלקם מתפוררים, בעוד שאחרים גדלים וסופגים את שרידי הראשון. כתוצאה מהתנגשויות כאלה, מרקורי, למשל, איבד את הקרום העליון שלו ונשארה רק הליבה.

לאחר 500 מיליון שנים, מספר כוכבי הלכת פוחת וגודלם גדל.

השמש היא אחד הכוכבים הקטנים. מותו בעוד 5 - 6 מיליארד שנים יתרחש לפי התרחיש הראשון. כעת ביקום, 80% מהכוכבים אינם גדולים מהשמש.

תמונה מאתר CSO:כ-35 מיליון שנות אור מכדור הארץ, בקבוצת הכוכבים ארידנוס, שוכנת הגלקסיה הספירלית NGC 1637. בשנת 1999, יופיה השלו הופרע על ידי פיצוץ של סופרנובה בהירה מאוד. התמונה צולמה עם הטלסקופ Very Large Telescope (VLT) של ESO במצפה הכוכבים פארנל בצ'ילה.

לידתם של כוכבים וגלקסיות שלמות מתרחשת לצמיתות, כמו גם מותם. היעלמותו של כוכב אחד מפצה על הופעתו של אחר, ולכן נראה לנו שאותם מאורות נמצאים כל הזמן בשמים.

כוכבים חייבים את לידתם לתהליך הדחיסה של הענן הבין-כוכבי, המושפע מירידה חזקה בלחץ הגז. בהתאם למסה של הגז הדחוס, מספר הכוכבים הנולדים משתנה: אם הוא קטן, אז כוכב אחד נולד, אם הוא גדול, אז היווצרות של צביר שלם אפשרית.

שלבי הופעת כוכב

כאן יש צורך להבחין בשני שלבים עיקריים - הדחיסה המהירה של הפרוטוסטאר והאיטי. במקרה הראשון, המאפיין המבחין הוא כוח הכבידה: החומר של הפרוטוסטאר עובר נפילה כמעט חופשית לכיוון מרכזו. בשלב זה, טמפרטורת הגז נותרת ללא שינוי, משך הזמן שלו הוא כ-100 אלף שנה, ובזמן זה גודלו של הפרוטוסטאר יורד באופן משמעותי מאוד.

ואם בשלב הראשון עודף החום עוזב כל הזמן, אז הפרוטוסטאר הופך צפוף יותר. סילוק החום אינו מתרחש בקצב כה גבוה הגז ממשיך להידחס ולהתחמם במהירות. הדחיסה האיטית של הפרוטוסטאר נמשכת אפילו יותר - יותר מעשרה מיליון שנים. בהגעה לטמפרטורה גבוהה במיוחד (יותר ממיליון מעלות), תגובות תרמו-גרעיניות גובות את שלהן, מה שמוביל להפסקת הדחיסה. לאחר מכן נוצר כוכב חדש מהפרוטוסטאר.

מחזור חיים של כוכב

כוכבים הם כמו אורגניזמים חיים: הם נולדים, מגיעים לשיא התפתחותם ואז מתים. שינויים גדולים מתחילים כאשר בחלק המרכזי של הכוכב נגמר המימן. הוא מתחיל להישרף כבר בקליפה, מגדיל בהדרגה את גודלו, והכוכב יכול להפוך לענק אדום או אפילו לענק על.

לכל הכוכבים מחזורי חיים שונים לחלוטין, הכל תלוי במסה שלהם. אלה ששוקלים יותר חיים יותר ולבסוף מתפוצצים. השמש שלנו אינה כוכב מסיבי, ולכן גרמי שמיים מסוג זה פונים לקצה אחר: הם מתפוגגים בהדרגה והופכים למבנה צפוף הנקרא ננס לבן.

ענק אדום

כוכבים שניצלו את אספקת המימן שלהם יכולים לקבל גדלים עצומים. מאורות כאלה נקראים ענקים אדומים. המאפיין המבחין שלהם, בנוסף לגודלם, הוא האטמוספירה המורחבת שלהם וטמפרטורת פני השטח הנמוכה מאוד. מחקרים הראו שלא כל הכוכבים עוברים את שלב ההתפתחות הזה. רק אותם כוכבים בעלי מסה משמעותית הופכים לענקים אדומים.

הנציגים הבולטים ביותר הם ארקטורוס ואנטרה, ששכבותיהן הנראות בעלות טמפרטורה נמוכה יחסית, ולקליפה הנפרשת יש מידה ניכרת. בתוך הגופים מתרחש תהליך של הצתה של הליום, המאופיין בהיעדר תנודות חדות בזוהר.

גמד לבן

כוכבים קטנים בגודל ובמסה הופכים לננסים לבנים. הצפיפות שלהם גבוהה ביותר (כפי מיליון יותר מצפיפות המים), וזו הסיבה שחומר הכוכב עובר למצב שנקרא "גז מנוון". לא נצפו תגובות תרמו-גרעיניות בתוך הגמד הלבן, ורק עובדת הקירור נותנת לו אור. גודל הכוכב במצב זה קטן ביותר. לדוגמה, ננסים לבנים רבים דומים בגודלם לכדור הארץ.

היתוך טרמו-גרעיני בפנים הכוכבים

בשלב זה, עבור כוכבים בעלי מסה גדולה מ-0.8 מסות שמש, הליבה הופכת שקופה לקרינה, והעברת אנרגיה קרינה בליבה שוררת, בעוד שהקליפה בחלק העליון נשארת הסעה. איש אינו יודע בוודאות כיצד מגיעים כוכבים בעלי מסה נמוכה יותר לרצף הראשי, שכן הזמן שהכוכבים הללו מבלים בקטגוריה הצעירה חורג מגיל היקום. כל הרעיונות שלנו לגבי התפתחות הכוכבים הללו מבוססים על חישובים מספריים.

כשהכוכב מתכווץ, הלחץ של גז האלקטרונים המנוון מתחיל לעלות, וברדיוס מסוים של הכוכב, לחץ זה עוצר את העלייה בטמפרטורה המרכזית, ואז מתחיל להוריד אותה. ועבור כוכבים קטנים מ-0.08, זה מתברר כקטלני: האנרגיה המשתחררת במהלך תגובות גרעיניות לעולם לא תספיק כדי לכסות את עלויות הקרינה. תת-כוכבים כאלה נקראים ננסים חומים, וגורלם הוא דחיסה מתמדת עד שלחץ הגז המנוון עוצר אותו, ולאחר מכן התקררות הדרגתית עם הפסקת כל התגובות הגרעיניות.

כוכבי מסה בינונית צעירים

כוכבים צעירים בעלי מסה בינונית (מפי 2 עד פי 8 ממסת השמש) מתפתחים באופן איכותי בדיוק כמו אחיותיהם הקטנות, אלא שאין להם אזורי הסעה עד לרצף הראשי.

חפצים מסוג זה קשורים למה שנקרא. כוכבי Ae\Be Herbit עם משתנים לא סדירים מסוג ספקטרלי B-F5. יש להם גם דיסקים סילון דו-קוטביים. מהירות היציאה, עוצמת ההארה והטמפרטורה האפקטיבית גבוהות משמעותית מאשר עבור τ מזל שור, כך שהם למעשה מחממים ומפזרים את שאריות הענן הפרוטוסטלר.

כוכבים צעירים בעלי מסה גדולה מ-8 מסות שמש

למעשה, אלו כבר כוכבים רגילים. בזמן שהמסה של הליבה ההידרוסטטית הצטברה, הכוכב הצליח לקפוץ דרך כל שלבי הביניים ולחמם תגובות גרעיניות עד כדי כך שהן פיצו על הפסדים כתוצאה מקרינה. עבור כוכבים אלה, יציאת המסה והבהירות כה גדולה שהיא לא רק עוצרת את קריסת האזורים החיצוניים הנותרים, אלא דוחפת אותם אחורה. לפיכך, מסת הכוכב שנוצר פחותה באופן ניכר מהמסה של הענן הפרוטוסטלר. סביר להניח שזה מסביר את היעדר בגלקסיה שלנו של כוכבים גדולים מ-100-200 מסות שמש.

מחזור אמצע החיים של כוכב

בין הכוכבים שנוצרו יש מגוון עצום של צבעים וגדלים. הם נעים בסוג הספקטרלי בין כחול חם לאדום קריר, ובמסה - בין 0.08 ליותר מ-200 מסות שמש. הבהירות והצבע של כוכב תלויים בטמפרטורת פני השטח שלו, אשר, בתורה, נקבעת על ידי המסה שלו. כל הכוכבים החדשים "תופסים את מקומם" ברצף הראשי בהתאם להרכבם הכימי ולמסתם. אנחנו לא מדברים על התנועה הפיזית של הכוכב - רק על מיקומו בתרשים המצוין, בהתאם לפרמטרים של הכוכב. כלומר, אנחנו מדברים, למעשה, רק על שינוי הפרמטרים של הכוכב.

מה שקורה אחר כך שוב תלוי במסה של הכוכב.

שנים מאוחרות יותר ומוות של כוכבים

כוכבים ישנים בעלי מסה נמוכה

נכון להיום, לא ידוע בוודאות מה קורה לכוכבי אור לאחר שאספקת המימן שלהם מתרוקנת. מכיוון שגיל היקום הוא 13.7 מיליארד שנים, מה שלא מספיק כדי לרוקן את אספקת דלק המימן, התיאוריות המודרניות מבוססות על הדמיות ממוחשבות של התהליכים המתרחשים בכוכבים כאלה.

כוכבים מסוימים יכולים להתיך הליום רק באזורים פעילים מסוימים, ולגרום לאי יציבות ולרוחות שמש חזקות. במקרה זה, היווצרות של ערפילית פלנטרית אינה מתרחשת, והכוכב רק מתאדה, ונעשה אפילו קטן יותר מננס חום.

אבל כוכב עם מסה של פחות מ-0.5 שמש לעולם לא יוכל לסנתז הליום גם לאחר שתגובות המערבות מימן ייפסקו בליבה. מעטפת הכוכבים שלהם אינה מסיבית מספיק כדי להתגבר על הלחץ שנוצר על ידי הליבה. כוכבים אלו כוללים ננסים אדומים (כגון פרוקסימה קנטאורי), שנמצאים ברצף הראשי במשך מאות מיליארדי שנים. לאחר הפסקת התגובות התרמו-גרעיניות בליבתן, הן, מתקררות בהדרגה, ימשיכו לפלוט חלש בטווחי האינפרא אדום והמיקרוגל של הספקטרום האלקטרומגנטי.

כוכבים בגודל בינוני

כאשר כוכב בגודל ממוצע (מ-0.4 עד 3.4 מסות שמש) מגיע לשלב הענק האדום, השכבות החיצוניות שלו ממשיכות להתרחב, הליבה מתכווצת, ותגובות מתחילות לסנתז פחמן מהליום. פיוז'ן משחרר הרבה אנרגיה, נותן לכוכב הרחקה זמנית. עבור כוכב דומה בגודלו לשמש, תהליך זה יכול להימשך כמיליארד שנים.

שינויים בכמות האנרגיה הנפלטת גורמים לכוכב לעבור תקופות של חוסר יציבות, כולל שינויים בגודל, בטמפרטורת פני השטח ובתפוקת האנרגיה. תפוקת האנרגיה עוברת לכיוון קרינה בתדר נמוך. כל זה מלווה באובדן מסה הולך וגובר עקב רוחות שמש חזקות ופעימות עזות. כוכבים בשלב זה נקראים כוכבים מסוג מאוחר, OH -IR כוכביםאו כוכבים דמויי מירה, בהתאם למאפיינים המדויקים שלהם. הגז הנפלט עשיר יחסית ביסודות כבדים המיוצרים בפנים הכוכב, כמו חמצן ופחמן. הגז יוצר מעטפת מתרחבת ומתקרר כשהוא מתרחק מהכוכב, מה שמאפשר היווצרות של חלקיקי אבק ומולקולות. עם קרינת אינפרא אדום חזקה מהכוכב המרכזי, נוצרים תנאים אידיאליים להפעלת מאזרים בקונכיות כאלה.

תגובות בעירת הליום רגישות מאוד לטמפרטורה. לפעמים זה מוביל לאי יציבות גדולה. פעימות אלימות מתרחשות, אשר בסופו של דבר מעניקות מספיק אנרגיה קינטית לשכבות החיצוניות כדי להיפלט ולהפוך לערפילית פלנטרית. במרכז הערפילית נשארת ליבת הכוכב, שעם התקררותו הופכת לננס לבן הליום, בדרך כלל בעל מסה של עד 0.5-0.6 שמש ובקוטר בסדר גודל של קוטר כדור הארץ .

גמדים לבנים

הרוב המכריע של הכוכבים, כולל השמש, מסיימים את התפתחותם בהתכווצות עד שלחץ האלקטרונים המנוונים מאזן את כוח המשיכה. במצב זה, כאשר גודלו של הכוכב פוחת פי מאה, והצפיפות נעשית גבוהה פי מיליון מצפיפות המים, הכוכב נקרא ננס לבן. הוא משולל ממקורות אנרגיה, ומתקרר בהדרגה, הופך חשוך ובלתי נראה.

בכוכבים מסיביים יותר מהשמש, הלחץ של אלקטרונים מנוונים אינו יכול להכיל את דחיסת הליבה, והוא נמשך עד שרוב החלקיקים מומרים לנייטרונים, ארוזים כל כך חזק עד שגודל הכוכב נמדד בקילומטרים והוא 100 מים צפופים פי מיליון. עצם כזה נקרא כוכב נויטרונים; שיווי המשקל שלו נשמר על ידי הלחץ של חומר הנייטרונים המנוון.

כוכבים סופר מסיביים

לאחר שהשכבות החיצוניות של כוכב בעל מסה גדולה מחמש מסות שמש התפזרו ליצירת ענק-על אדום, הליבה מתחילה להידחס עקב כוחות הכבידה. ככל שהדחיסה עולה, הטמפרטורה והצפיפות עולות, ומתחיל רצף חדש של תגובות תרמו-גרעיניות. בתגובות כאלה מסונתזים יסודות כבדים, מה שמרסן זמנית את קריסת הגרעין.

בסופו של דבר, ככל שאלמנטים כבדים יותר ויותר של הטבלה המחזורית נוצרים, ברזל-56 מסונתז מסיליקון. עד לנקודה זו, סינתזה של יסודות שחררה כמות גדולה של אנרגיה, אך לגרעין הברזל -56 יש את הפגם המסתי המקסימלי והיווצרות גרעינים כבדים יותר אינה חיובית. לכן, כאשר ליבת הברזל של כוכב מגיעה לערך מסוים, הלחץ בה אינו מסוגל עוד לעמוד בכוח הכבידה העצום, ומתרחשת קריסה מיידית של הליבה עם נויטרוניזציה של החומר שלו.

מה יקרה אחר כך לא לגמרי ברור. אבל מה שזה לא יהיה, זה גורם להתפוצצות סופרנובה בעוצמה מדהימה תוך שניות.

פרץ הנייטרינים הנלווה מעורר גל הלם. סילונים חזקים של ניטרינו ושדה מגנטי מסתובב דוחפים החוצה הרבה מהחומר המצטבר של הכוכב - מה שנקרא יסודות הזרע, כולל ברזל ואלמנטים קלים יותר. החומר המתפוצץ מופגז על ידי נויטרונים הנפלטים מהגרעין, לוכדים אותם ובכך יוצרים קבוצה של יסודות כבדים יותר מברזל, כולל רדיואקטיביים, עד אורניום (ואולי אפילו קליפורניום). לפיכך, פיצוצי סופרנובה מסבירים את נוכחותם של יסודות כבדים יותר מברזל בחומר בין כוכבי.

גל הפיצוץ וסילוני הנייטרינים מובילים חומר מהכוכב הגוסס אל החלל הבין-כוכבי. לאחר מכן, נע בחלל, חומר הסופרנובה הזה עלול להתנגש בפסולת חלל אחרת, ואולי להשתתף ביצירת כוכבים, כוכבי לכת או לוויינים חדשים.

התהליכים המתרחשים במהלך היווצרות סופרנובה עדיין נחקרים, ועד כה אין בהירות בנושא זה. יש גם ספק מה בעצם נשאר מהכוכב המקורי. עם זאת, שתי אפשרויות נבדקות:

כוכבי ניוטרונים

ידוע שבכמה סופרנובות כוח משיכה חזק במעמקי הענק גורם לאלקטרונים ליפול לתוך גרעין האטום, שם הם מתמזגים עם פרוטונים ליצירת נויטרונים. הכוחות האלקטרומגנטיים המפרידים בין הגרעינים הסמוכים נעלמים. הליבה של הכוכב היא כעת כדור צפוף של גרעיני אטום וניטרונים בודדים.

כוכבים כאלה, הידועים ככוכבי נויטרונים, הם קטנים ביותר - לא יותר מגודלה של עיר גדולה - ובעלי צפיפות גבוהה באופן בלתי נתפס. תקופת ההקפה שלהם הופכת קצרה ביותר ככל שגודל הכוכב פוחת (עקב שימור התנע הזוויתי). חלקם עושים 600 סיבובים בשנייה. כאשר הציר המחבר את הקוטב המגנטי הצפוני והדרומי של הכוכב המסתובב במהירות מצביע לעבר כדור הארץ, ניתן לזהות פעימה של קרינה שחוזרת על עצמה במרווחים השווים לתקופת המסלול של הכוכב. כוכבי נויטרונים כאלה כונו "פולסרים", והפכו לכוכבי הנייטרונים הראשונים שהתגלו.

חורים שחורים

לא כל הסופרנובות הופכות לכוכבי נויטרונים. אם לכוכב יש מסה גדולה מספיק, אזי קריסת הכוכב תימשך והנייטרונים עצמם יתחילו ליפול פנימה עד שהרדיוס שלו יפחת מרדיוס שוורצשילד. לאחר מכן, הכוכב הופך לחור שחור.

קיומם של חורים שחורים נחזה על ידי תורת היחסות הכללית. על פי תורת היחסות הכללית, חומר ומידע אינם יכולים להשאיר חור שחור בשום תנאי. עם זאת, מכניקת הקוונטים מאפשרת חריגים לכלל זה.

נותרו מספר שאלות פתוחות. בראשם: "האם יש חורים שחורים בכלל?" אחרי הכל, כדי לומר בוודאות שעצם נתון הוא חור שחור, יש צורך להתבונן באופק האירועים שלו. כל הניסיונות לעשות זאת הסתיימו בכישלון. אבל עדיין יש תקווה, שכן חלק מהאובייקטים לא ניתנים להסבר מבלי לערב הצטברות, והצטברות על עצם ללא משטח מוצק, אבל זה לא מוכיח את עצם קיומם של חורים שחורים.

שאלות פתוחות גם: האם כוכב יכול להתמוטט ישירות לתוך חור שחור, עוקף סופרנובה? האם יש סופרנובות שיהפכו מאוחר יותר לחורים שחורים? מהי ההשפעה המדויקת של המסה הראשונית של כוכב על היווצרותם של עצמים בסוף מחזור חייו?