[اسماعيل السلاق]

حياة النجم
يتكون النجم من سحابة من غاز الهيدروجين (والقليل من الهيليوم) تبدأ بالتجمع والتكدس على بعضها ثم بالدوران حول نفسها، ومع هذا التكثف يَزداد الضغط على نواتها بشكل كبير، فيَسخن الغاز في النواة حتى يصبح حاراً جداً إلى درجة أن تندمج ذرات الهيدروجين لتكونّ الهليوم، وبهذه العملية يَستطيع النجم توليد ضغط باتجاه الخارج في نواته يَمنعها من الانهيار على نفسها. لكن عندما يَنفذ وقود النجم من الهيدروجين يُصبح مهدداً بالانهيار على نفسه نتيجة لضغط كتلته، فيَبدأ بحرق الهيليوم ثم الكربون وصولاً إلى الحديد، فحينها لا يَعود النجم قادراً على دمجه إلى عناصر أثقل لأن الطاقة التي يُولدها الاندماج النووي لا تعود كافية لمنعه من الانهيار، فيَنهار على نفسه في انفجار المستعر الأعظم مطلقاً طاقة هائلة.
لكن ما يُحدد مصير النجم بعد انفجاره هو ما يُسمى "حد تشاندراسيخار"، هذا الحد هو مقدار الكتلة (1.4 كتلة شمسية) الذي إن لم يَتجاوزه النجم فسيَتحول إلى قزم أبيض، وإن تجاوزه فيَتحول إما إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود (ما يُحدد أيهما هو حد أوبنهايمر-فولكوف). إذا ما كانت كتلة النجم عالية، فسيَعني هذا أنه سيَكون أكثر كثافة، ولذلك فإن النجوم الكثيفة تصبح نجوماً نيوترونية أو ثقوباً سوداء. النجوم النيوترونية هي أجسام عالية الكثافة جداً، ولذا فعندما تتكون تندمج الإلكتروناتوالبروتونات لتصبح نيوترونات تستطيع تحمل الضغط الهائل في النواة (فقطر هذه النجوم لا يَتجاوز الـ20 كم)، أما عندما تكون الكثافة أعلى من ذلك، فإن حتى النيوترونات لا تعود قادرة على تحمل الضغط الهائل، فيَنهار النجم متحولاً إلى ثقب أسود هائل الكثافة.