فراتر از بمب اتم؛ اوپنهایمر چگونه علت پدید‌آمدن سیاه‌چاله را توضیح داد؟

اوپنهایمر جنبه‌ی متفاوتی از مسئله را درنظر گرفت: برای پرجرم‌ترین ستارگان یا آن‌هایی که پس از سوزاندن کامل هیدروژن و هلیوم، دما و چگالی‌شان به سطوح باورنکردنی افزایش می‌یابد، چه اتفاقی رخ می‌دهد؟

پاسخ تفصیلی برای این پرسش تا دهه‌ها بعد به‌دست نیامد. وقتی هسته‌ی کربنی و دارای جرم کافی یک ستاره منقبض می‌شود، به چنان حرارت بالایی می‌رسد که همجوشی کربن را آغاز و درجریان آن، عناصری مثل نئون را تولید می‌کند. با انقباض و گرمایش هسته‌ی نئونی، نئون در دماهای به مراتب بالاتر می‌سوزد و دراثر فروپاشی فوتونی به اکسیژن تبدیل می‌شود. دوباره هسته منقبض می‌شود و دما افزایش می‌یابد تا جایی که به همجوشی اکسیژن و تولید عناصری مانند سیلیسیم و گوگرد منجر می‌شود. وقتی هسته بیشتر منقبض شود و اکسیژن خود را به پایان برساند، فرایند سوختن سیلیسیم رخ می‌دهد و ازطریق جذب هلیوم، گوگرد، آرگون، کلسیم، تیتانیم، کروم، آهن و نیکل را می‌سازد. در این مرحله، هسته بی‌اثر می‌شود و اندکی بعد، رویداد ابرنواختر فروپاشی هسته اتفاق می‌افتد.

هرچند اوپنهایمر این جزئیات را نمی‌دانست، به درکی مهم رسید. هر واکنش هسته‌ای که رخ می‌دهد، درنهایت به یک محدودیت می‌رسد: حد رفتار کل هسته‌ی ستاره به‌عنوان یک هسته‌ی اتمی واحد و آن هسته به ناچار دارای محدودیتی در مورد میزان جرم خود خواهد بود. اگر پروتون و نوترون را تحت دما و فشار کافی فشرده کنید، ازطریق فرایند جذب الکترون به نوترون تبدیل می‌شود و در پی آن، یک نوترینوی شبح‌وار ساطع می‌کند.

پیشرفت در این زمینه بسیار سریع بود: جیمز چادویک در سال ۱۹۳۲ به‌طور آزمایشی نوترون را کشف کرد و سال بعد، والتر باده و فریتس تسوئیکی پیشنهاد دادند که ستاره‌های نوترونی به‌دنبال فروپاشی و مرگ ستارگان کلان‌جرم به‌وجود می‌آیند. این مسئله‌ای بود که اوپنهایمر در دهه ۱۹۳۰ بدان علاقه‌مند شد: یک ستاره نوترونی را با هر جرم دلخواه بردارید و آن را به هر وسیله‌ای که می‌خواهید، بیش از پیش فشرده کنید، جرم را به آن بیفزایید، حجم را کاهش و مواد بیشتری را در یک مکان کنار هم قرار دهید. بالاخره در مقطعی با همان نوع محدودیتی که چاندراسخار برای کوتوله‌های سفید به‌دست آورد، (این‌بار برای ستاره‌های نوترونی) مواجه خواهید شد.