از تولد ستاره تا تولد سیاه چاله ها

برای آنکه به چگونگی شکل گیری یک حفره سیاه پی ببریم، باید شناختی اجمالی از حیات یک ستاره از آغاز تا انجام داشته باشیم. وقتی مقادیر زیادی گاز(عمدتا هیدروژن) تحت تاثیر جاذبه گرانشی خود، شروع به فروپاشی می کند، ستاره ای به وجود می آید.به هنگام انقباض، اتمهای گاز بیشتر و بیشتر و هربار سریعتر از پیش با یکدیگر برخورد می کنند و در نتیجه گاز داغ می گردد و بالآخره چنان گداخته می شود که اتمهای هیدروژن پس از برخورد با یکدیگر ، دیگر از هم جدا نمی شوند، بلکه باهم در می آمیزند و بدینسان اتم هلیوم شکل می گیرد. حرارت ناشی از این واکنش که مثل یک انفجار کنترل شده بمب هیدروژنی است، باعث درخشش نور از ستاره می گردد.

این حرارت اضافی، همچنین فشار گاز را تا به آنجا افزایش می دهد که با جاذبه گرانشی برابر می شود، و به این ترتیب، انقباض گاز متوقف می شود. این پدیده تا حدودی مثل بادکنک می ماند-بین فشار هوای درون آن که در صدد انبساط بادکنک است و تنش لاستیک که می کوشد آنرا کوچکتر کند، توازنی به وجود می آید.ستارگان به همین نحو مدتهای دراز پایدار می مانند، یعنی حرارت ناشی از واکنش های هسته ای با جاذبه گرانشی شان متوازن است. اما عاقبت هیدروژن و دیگر سوختهای هسته ای  ستارگان به پایان می رسد. نکته تناقض آمیز این است که هرچه سوخت آغازین ستاره بیشتر باشد، زودتر تمام می شود. زیرا هرچه جرم ستاره بیشتر باشد، برای خنثی کردن جاذبه گرانشی اش، باید داغتر شود، و هرچه داغتر شود، سوختش زودتر به پایان می رسد.

وقتی سوخت ستاره ای به پایان می رسد، شروع به سرد شدن می کند و در نتیجه منقبض می گردد. بنابر محاسبات "چاندراسخار ( دانشمند هندی)"، ستاره سردی که یک و نیم برابر جرم خورشید باشد، در برابر گرانش خود تاب نخواهد آورد. اگر جرم ستاره ای از حد چاندراسخار کم تر باشد، سرانجام از انقباض بازخواهد ایستاد و احتمالا وضعیت نهایی آن عبارت خواهد بود از  جسمی با شعاع چند هزار مایل و چگالی صدها تن در اینچ مکعب که آن را " کوتوله سفید" می نامیم. نیروی رانش بین الکترونهای کوتوله سفید، که از اصل طرد پاولی ناشی می شود بقای آن را تامین می نماید. تعداد زیادی از این کوتوله های سفید رصد شده اند. یکی از اولین کوتوله های سفید که کشف شد، ستاره ای است که به دور sirius در گردش است، درخشان ترین ستاره در آسمان شبانگاه.

لاندائو ( دانشمند روسی) خاطرنشان کرد که وضعیت نهایی محتمل دیگری نیز برای یک ستاره می توان قائل بود، ستاره ای با جرم حدی تقریبا یک یا دو برابر جرم خورشید اما از یک کوتوله سفید هم بسیار کوچک تر. این بار به جای نیروی رانش بین الکترونها، دافعه میان نوترون ها و پروتون ها( طبق اصل طرد پاولی) است که موجب بقای ستاره می شود. شعاع این ستارگان حدود ده مایل است و چگالی شان صدها میلیون تن در اینچ مکعب می باشد.

" به عبارت دیگر، حجم ستاره بسیار کم و در نتیجه چگالی بسیار زیادی را شامل می شود که این باعث جذب شدن نور خود آن ستاره به داخل خودش می شود. یعنی نور خود آن ستاره هم دیگر راهی برای گریز از نیروی گرانشی که ستاره در نتیجه چگالی بسیار بالا به دست آورده است، ندارد."(خارج از کتاب، برای توضیحات بیشتر)

از سوی دیگر ستارگانی که جرمشان بیشتر از حد چاندراسخار است به هنگام پایان یافتن سوختشان، با مشکل بزرگی مواجه می شوند. در برخی موارد ممکن است منفجر شوند و یا موفق گردند مقادیر کافی ماده به بیرون پرتاب کنند تا جرمشان از حد چاندراسخار کم تر شود و به این ترتیب از یک فروپاشی گرانشی فاجعه آمیز پرهیز نمایند.

چون ستاره منقبض می گردد، میدان گرانشی در سطح آن قوی تر می شود و مخروط های نوری بیشتر به درون خم می شوند. از این رو گریز پرتو نور از ستاره دشوارتر می گردد، و به چشم یک ناظر دوردست، نور مزبور تارتر و سرخ تر جلوه خواهد نمود. عاقبت، وقتی ستاره به اندازه معینی منقبض شد و شعاع آن به اندازه بحرانی رسید، میدان گرانشی در سطح آن بس نیرومند می شود و مخروط های نوری چنان به درون خم می شوند که دیگر مجال گریز به پرتو نور نمی دهند. طبق نظریه نسبیت هیچ چیز سریع تر از نور حرکت نمی کند. پس اگر نور نتواند بگریزد، هیچ چیز دیگری قادر به گریز نخاوهد بود؛ میدان گرانشی همه چیز را به عقب خواهد کشید. پس مجموعه ای از رویدادها در فضا- زمان وجود دارد که هیچ راه و مفری برای دسترسی به ناظر دوردست ندارد. این ناحیه همان چیزی است که امروزه " حفره سیاه" نام گرفته است. مرز و کرانه آن، افق رویداد نامیده می شود و منطبق است بر مسیر همان پرتو نوری که موفق به گریز از حفره سیاه نگردید.

این داستان تولد یک ستاره تا تولد یک سیاهچاله از زبان پروفسور هاوکینگ بود. متن این مطلب از کتاب تاریخچه زمان ایشان تایپ شده است.