مروری بر ستاره‌های فرضی: از بلیتزرها تا کوتوله‌های سیاه و سفیدچاله‌ها

ستاره‌شناس‌ها سال‌های زیادی صرف بررسی اولین ستاره‌ها و همچنین سرنوشت آن‌ها پس از تریلیون‌ها سال کردند و به این ترتیب به اجرام فضایی فرضی دست یافتند که هنوز کشف نشده‌اند. برخی از ستاره‌هایی که در ابتدا در حد نظریه بودند، بعدها کشف شدند و عجیب‌ترین ستاره‌های جهان لقب گرفتند؛ اما اثبات برخی دیگر حداقل تا زمانی‌که به درک بهتری از جهان نرسیدیم، غیر ممکن است. گروهی دیگر از ستاره‌های فرضی ماهیت دیگری به خود گرفتند و با فرض‌های اولیه فاصله پیدا کردند.

در سال ۱۹۷۵ دو فیزیکدان نوعی ستاره‌ی ترکیبی را پیشنهاد دادند. این ستاره غول سرخی است که یک ستاره‌ی نوترونی در آن مخفی شده و نام این جرم را Thorne Zytkow گذاشتند. تقریبا ۴۰ سال بعد در ژوئن ۲۰۱۴، گروهی از دانشمندان با استفاده از رصدخانه‌ی لاس کامپاناس شیلی به بررسی غول‌های سرخ پرداختند و متوجه شدند آنچه تصور می‌کردند، در واقع یکی از اجرام ستاره‌‌ای عجیب در جهان است.

براساس نظریه‌ی دانشمندان در سال ۱۷۸۴، ستاره‌ها می‌توانند به قدری سنگین باشند که جاذبه‌ی کافی برای انحراف نور داشته باشند. این فرضیه با نظریه‌ی نسبیت عام اینشتین در سال ۱۹۱۵ ثابت شد که ایده‌ی سیاهچاله‌ها را ارائه کرد. با افزایش قدرت تلسکوپ‌ها و فناوری‌های جدید می‌توان برخی از ستاره‌های فرضی عجیب را پیدا کرد. درادامه به برخی از کاندیدهای ستاره‌های فرضی اشاره شده است.

بلیتزرها در واقع پالسارهایی هستند که با سرعتی بالا به سیاهچاله تبدیل می‌شوند. هین فالک و لوچیانو رزولا این ستاره‌ها را در سال ۲۰۱۳ به‌عنوان تعریفی برای انفجارهای رادیویی سریع معرفی کردند. براساس فرضیه‌ها، تکامل این ستاره‌ها از یک ستاره‌ی نوترونی در حال مرگ شروع می‌شود. این ستاره‌ها در صورت وجود می‌توانند پاسخی به پرسش‌های دیرینه‌ی ستاره‌شناس‌ها باشند. البته برای درک بلیتزرها باید در ابتدا ستاره‌های نوترونی را درک کرد.

ستاره‌های نوترونی زمانی شکل می‌گیرند که ستاره‌های بزرگ در پایان عمر خود در انفجاری عظیم به نام سوپرنوا دچار فروپاشی می‌شوند. بقایای متراکم سوپرنوا به‌قدری سنگین هستند که بر اثر جاذبه می‌توانند به سیاهچاله تبدیل شوند؛ اما درصورتی‌که مواد برای تبدیل سیاهچاله کافی نباشند، الکترون‌ها و پروتون‌های هسته‌ی ستاره‌های قدیمی بر اثر گرانش به توپی از نوترون‌ها تبدیل می‌شوند. این توپ متراکم نوترونی ستاره‌ی نوترونی است. ستاره‌ی نوترونی با سرعت بالایی می‌چرخد و دارای میدان مغناطیسی قوی است. براساس فرضیه‌ها، ستاره‌ی نوترونی در حال مرگ، انفجاری قدرتمند به وجود می‌آورد که همان بلیتزر است.

کوتوله‌های آبی یکی از سرنوشت‌های احتمالی کوتوله‌های سرخ هستند که براساس مدل‌های تئوری پیش‌بینی شده‌اند. به‌طور کلی وقتی ستاره‌ها به پایان عمر خود نزدیک می‌شوند درخشش آن‌ها هم افزایش می‌یابد. این مکانیزم در واکنش به حفظ توازن مواد ستاره آغاز می‌شود. اغلب ستاره‌ها در این مرحله به غول‌های سرخ تبدیل می‌شوند.

براساس بررسی تکامل کوتوله‌های سرخ، ستاره‌هایی با جرم یک‌چهارم جرم خورشید یا کمتر در پایان عمر به غول سرخ تبدیل نمی‌شوند اما دمای سطحی آن‌ها افزایش می‌یابد. براساس یک قانون کلی هرچه ستاره‌ای داغ‌تر باشد، رنگ آن آبی‌تر خواهد بود به همین دلیل کوتوله‌های سرخ در پایان عمر خود به کوتوله‌های آبی تبدیل می‌شود؛ اما وجود کوتوله‌های آبی به زمان وابسته است. کوتوله‌های سرخ معمولا به آهستگی می‌سوزند و می‌توانند تریلیون‌ها سال دوام بیاورند. ازآنجاکه سن تخمینی جهان تنها ۱۳.۸ میلیارد سال است، جهان هنوز برای کشف کوتوله‌های آبی جوان است.

مرحله‌ی نهایی تکامل ستاره‌ای بسیاری از ستاره‌ها، کوتوله‌ی سیاه است. این اجرام هیچ نور یا گرمایی ندارند و همین ویژگی‌ها کشف آن‌ها را دشوار می‌سازد. از طرفی کوتوله‌های سیاه پس از تریلیون‌ها سال شکل‌ می‌گیرند؛ درحالی‌که تنها ۱۳٫۸ میلیارد سال از عمر جهان می‌گذرد.

ستاره‌های متوسط مثل خورشید در پایان عمر خود به کوتوله‌های سفید تبدیل می‌شوند. کوتوله‌های سفید هم پس از مدتی نسبتا طولانی کل گرما و نور خود را از دست‌ می‌دهند و به کوتوله‌ی سیاه تبدیل می‌شوند. کوتوله‌های سیاه به دلیل نبود گرما یا پرتو قابل رصد نیستند. اما دارای جرم هستند و می‌توان براساس میدان گرانشی پی به وجود آن‌ها برد. فعلاً تلاش برای جستجوی این ستاره‌ها بی‌فایده است؛ زیرا جهان هنوز بسیار جوان است. پس این ستاره‌ها در حد نظریه باقی می‌مانند.

ستاره‌ی سیاه جرمی گرانشی متشکل از ماده و جایگزینی تئوری برای مفهوم سیاهچاله از نظریه‌ی نسبیت عام است. این ساختار تئوری براساس نظریه‌ی گرانش نیمه‌کلاسیک شکل گرفته است. ستاره‌ی سیاه نیازی به افق رویداد ندارد و ممکن است فازی گذرا بین ستاره‌ی در حال فروپاشی و تکینگی باشد. ستاره‌ی سیاه با شعاعی اندکی بیشتر از افق رویداد یک سیاهچاله‌ی هم‌ارز، ظاهری بسیار تاریک دارد و تقریبا مانند سیاهچاله ظاهر می‌شود.

ستاره‌های بوزونی از عجیب‌ترین اجرام فرضی هستند. این ستاره‌ها برخلاف ستاره‌های معمولی که از ذرات فرمیون (پروتون، نوترون و الکترون) تشکیل شده‌اند، از ذراتی به نام بوزون تشکیل شده‌اند. این ذرات که شامل فوتون‌ها، گلوئون‌ها و ذرات بوزون هیگز هستند، مانند فرمیون‌ها از قوانین رایج فیزیک پیروی نمی‌کنند.

ستاره‌های بوزونی فاقد همجوشی هسته‌ای هستند؛ در نتیجه هیچ پرتویی منتشر نمی‌کنند و مانند سیاهچاله‌ها در فضا نامرئی هستند. اما ستاره‌های بوزونی برخلاف سیاهچاله‌ها، شفاف و فاقد سطح جذب‌کننده‌ی فوتون یا افق رویداد هستند. فوتون‌ها می‌توانند از ستاره‌های بوزونی فرار کنند.

ستاره‌ی انرژی تاریک جرمی فرضی است که به عقیده‌ی بسیاری از فیزیک‌‌دان‌ها، می‌تواند تعریفی جایگزین برای برخی کاندیداهای سیاهچاله‌ای باشد. مفهوم ستاره‌ی انرژی تاریک توسط فیزیک‌دانی به نام جورج چاپلین ارائه شد. براساس این نظریه، ماده‌‌ای که در ستاره‌ سقوط می‌کند با رسیدن به افق رویداد ستاره، به انرژی خلأ یا انرژی تاریک تبدیل می‌شود. در این ستاره تکینگی نابودکننده‌ی اطلاعات در کار نخواهد بود.

ستاره‌ی ماده‌ی تاریک نوعی جرم فرضی است که در آغاز جهان قبل از شکل‌گیری ستاره‌های معمولی به وجود آمد. بخش زیادی از این ستاره‌ها را ماده‌ی عادی تشکیل می‌دهد؛ اما تراکم بالایی از ماده‌ی تاریک نوترالینو هم در آن‌ها وجود دارد که ازطریق واکنش خنثی‌کننده‌ی بین ذرات ماده‌ی تاریک، گرما تولید می‌کند. این گرما مانع از فروپاشی این ستاره‌ها و تبدیل آن‌ها به ستاره‌های متراکمی مثل ستاره‌های کنونی می‌شود و از طرفی، از همجوشی هسته‌ای مواد اتمی عادی جلوگیری می‌کند.

براساس مدل فوق، ستاره‌ی تاریک ابری عظیم از هیدروژن و هلیوم مولکولی است که قطر آن به ۴ تا ۲۰۰۰ واحد نجومی می‌رسد و دما و درخشش سطحی آن به قدری پائین است که با چشم غیر مسلح بتوان تشعشعات را رؤیت کرد.

ستاره‌ی تاریک جرمی تئوری منطبق با مکانیک نیوتونی است. این نوع ستاره به دلیل جرم بالا، دارای سرعت گریز سطحی برابر یا بیشتر از سرعت نور است. براساس مکانیک نیوتونی، مشخص نیست نور تحت تأثیر جاذبه‌ی ستاره قرار می‌گیرد؛ اما اگر مانند گلوله شتاب بگیرد، هر نور منتشرشده از سطح ستاره‌ی تاریک می‌تواند در دام جاذبه‌ی ستاره گرفتار شود و به این ترتیب آن را به ستاره‌ای تاریک تبدیل کند. ستاره‌های تاریک در نظریه‌ی نسبیت عام مشابه سیاهچاله‌ها هستند.

ستاره‌‌ها در انتهای حیات خود معمولا به سیاهچاله، کوتوله‌ی سفید یا ستاره‌ی نوترونی تبدیل می‌شوند. اگر ستاره‌ای قبل از انفجار سوپرنوا به اندازه‌ی کافی چگال باشد، بقایای ستاره‌ای آن به ستاره‌ی نوترونی تبدیل می‌شوند. در این حالت ستاره به‌شدت داغ و چگال می‌شود و با توجه به ماده و انرژی زیاد، به سمت فروپاشی و تشکیل تکینگی تمایل پیدا می‌کند؛ اما ذرات فرمیونی موجود در مرکز ستاره (در این نمونه نوترون‌ها) از اصل طرد پاولی اطاعت می‌کنند؛ بنابراین نوترون‌ها نمی‌توانند در حالت کوانتومی یکسانی فشرده شوند در نتیجه برخلاف ماده‌ی در حال فروپاشی حرکت می‌کنند تا به توازن برسند.

به مدت ده‌ها سال ستاره‌شناسان تصور می‌کردند ستاره‌ی نوترونی می‌تواند در حالت توازن باقی بماند؛ اما با توسعه‌ی نظریه‌ی کوانتومی، اخترفیزیک‌دان‌ها نوع جدید از ستاره‌ به نام ستاره‌ی کوارکی را پیشنهاد کردند. این ستاره‌ زمانی به وجود می‌آید که فشار هسته‌ی ستاره برای نابودی آن کافی نباشد. با افزایش فشار جرمی ستاره، نوترون‌ها به کوارک‌های بالا و پائین تجزیه می‌شوند که تحت فشار و انرژی شدید قادر هستند آزادانه حرکت کنند.

اخترفیزیک‌دان‌ها هنوز بر سر شکل‌گیری دقیق این ستاره‌ها اختلاف دارند. براساس برخی نظریه‌ها این ستاره‌ها زمانی به وجود می‌آیند که جرم ستاره‌ی در حال فروپاشی بین جرم لازم برای تشکیل سیاهچاله و جرم ستاره‌ی نوترونی باشد. پالسار 3C58، پالسار PSR B0943+10 و ستاره‌ی نوترونی XTE J1739-285 به‌عنوان کاندیداهای احتمالی ستاره‌ی کوارکی پیشنهاد شده‌اند.

 به نظر می‌رسد ستاره‌ی کوارکی آخرین مرحله از حیات ستاره قبل از مرگ آن و تبدیل به سیاهچاله باشد؛ اما فیزیک‌دان‌ها ستاره‌ی نظری دیگری را پیشنهاد دادند که بین ستاره‌ی کوارکی و سیاهچاله قرار می‌گیرد. این ستاره‌ی فرضی که الکتروویک نامیده می‌شود، به دلیل واکنش‌های پیچیده بین نیروی ضعیف هسته‌ای و نیروی الکترومغناطیسی (نیروی الکتروویک)، می‌تواند توازن ستاره را حفظ کند.

در ستاره‌ی الکتروویک، فشار و انرژی حاصل از جرم ستاره به هسته‌ی کوارکی ستاره فشار وارد می‌کند. با شدت گرفتن ترکیب انرژی الکترومغناطیسی و نیروهای ضعیف هسته‌ای، این دو نیرو یکی می‌شوند؛ به این ترتیب کوارک‌ها در لپتون‌ها حل می‌شوند. بخش زیادی از ماده‌ی عجیب هسته‌ هم به نوترینو تبدیل می‌شوند. انرژی حاصل این واکنش برای جلوگیری از فروپاشی ستاره‌ای کافی است. ستاره‌ی الکتروویک یکی از متراکم‌ترین و چگال‌ترین اجرام در جهان است. هسته‌ی ستاره‌ی الکتروویک می‌تواند هم‌اندازه با یک سیب باشد و در عین حال جرمی دوبرابر زمین در خود جای بدهد.

در سال ۱۹۷۷، کیپ تورن و آنا زیتکو مقاله‌ای در توصیف نوع جدیدی از ستاره به نام جرم تورن زیتکو (TZO) منتشر کردند. TZO ستاره‌ای ترکیبی است که بر اثر برخورد یک ابرغول سرخ با ستاره‌ی نوترونی کوچک و متراکم شکل می‌گیرد. ازآنجاکه ابرغول سرخ، ستاره‌ای بسیار عظیم است، صدها سال طول می‌کشد تا ستاره‌ی نوترونی به جو داخلی ستاره نفوذ کند. با نفوذ بیشتر ستاره‌ی نوترونی در ابرغول سرخ، مرکز مداری دو ستاره به سمت مرکز ابرغول سرخ حرکت می‌کند. در نهایت این دو ستاره ادغام و منجر به سوپرنوایی عظیم می‌شوند و در نهایت یک سیاهچاله از خود به جا می‌گذارند.

TZO در ظاهر شبیه ابرغول‌های سرخ است؛ اما ترکیب شیمیایی متفاوتی دارد. از طرفی ادغام ستاره‌ی نوترونی با آن باعث انفجارهای امواج رادیویی از داخل ستاره می‌شود. یافتن یک TZO بسیار دشوار است؛ زیرا معمولا تفاوت کمی با ابرغول سرخ عادی دارد.

اما تمام موانع باعث نشدند ستاره‌شناس‌ها از جستجوی TZO دست بکشند و در سال ۲۰۱۴، ستاره‌ی H2112 را به‌عنوان کاندیدایی برای TZO معرفی کردند. ترکیب شیمیایی H2112 منطبق با تعریف نظری تورن و زیتکو در دهه‌ی ۱۹۷۰ است در نتیجه ستاره‌شناس‌ها آن را کاندیدایی قوی برای اولین TZO می‌دانند؛ اما برای تأیید این کشف نیاز به پژوهش بیشتری است. علاوه بر H2112، ستاره‌ی متغیر  U Aqr به‌عنوان کاندیدای دیگری برای TZO پیشنهاد شده است.

معمولا ستاره‌های استاندارد برای تولید هلیوم، هیدروژن می‌سوزانند. اما هیدروژن تا ابد دوام نمی‌آورد و در نهایت سوخت هیدروژنی ستاره به پایان می‌رسد و ستاره عناصر سنگین‌تر خود را می‌سوزاند. انرژی منتشر‌شده از عناصر سنگین مانند انرژی حاصل از هیدروژن نیست و در نهایت ستاره سرد می‌شود. وقتی ستاره‌ای وارد فرایند سوپرنوا می‌شود، جهان را با عناصر فلزی بمباران می‌کند. این عناصر در شکل‌گیری ستاره‌ها و سیاره‌های جدید نقش دارند. به مرور زمان، تعداد بیشتری از ستاره‌ها منفجر می‌شوند. اخترفیزیک‌دان‌ها نشان داده‌اند هرچه سن جهان بالاتر برود، محتوای فلزی آن افزایش می‌یابد.

در گذشته تقریبا هیچ فلزی در ستاره‌ها وجود نداشت؛ اما در آینده محتوای فلزی ستاره‌ها افزایش می‌یابد. با افزایش سن جهان، انواع جدید و غیر متداولی از ستاره‌های فلزی مثل ستاره‌ی منجمد شکل می‌گیرند. این ستاره‌ی فرضی در دهه‌ی ۱۹۹۰ ارائه شد. با فراوانی فلز در جهان، ستاره‌های جدید برای قرار گرفتن در توالی ستاره‌های اصلی به دمای کمتری نیاز دارند. کوچک‌ترین ستاره‌ها با ۰٫۰۴ جرم ستاره‌ای (تقریبا هم‌اندازه با سیاره‌ی مشتری) می‌توانند در دمای صفر درجه‌ی سانتی‌گراد هم گداخت هسته‌ای خود را حفظ کنند. این ستاره‌ها منجمد خواهند بود و با ابرهایی از یخ احاطه می‌شوند. در آینده‌ای بسیار دور، ستاره‌های منجمد جای اغلب ستاره‌ها را در دنیایی سرد می‌گیرند.

معمولا در ویژگی‌های سیاهچاله‌ها تناقض‌ها و نکات عجیب زیادی دیده می‌شود. نظریه‌پردازها برای حل مسائل مربوط به ریاضیات سیاهچاله‌ای، انواع اجرام ستاره‌مانند را پیشنهاد داده‌اند. دانشمندان در سال ۲۰۰۳، سیاهچاله‌هایی پیشنهاد دادند که از نوع تکینگی نیستند؛ بلکه نوع مرموزی از ستاره‌ به نام جرم مگنتوسفری در حال فروپاشی ابدی (MECO) هستند. مدل MECO تلاشی برای حل مسئله‌ی تئوری فروپاشی مواد سیاهچاله با سرعتی بیش از سرعت نور است.

MECO معمولا مانند یک سیاهچاله‌ی عادی تشکیل می‌شود، ماده‌ی آن تحت تأثیر گرانش قرار می‌گیرد و شروع به فروپاشی می‌کند. اما در MECO، پرتوهایی که بر اثر برخورد ذرات زیراتمی تولید می‌شوند، فشاری رو به خارج به وجود می‌آورند که بی‌شباهت به فشار حاصل از گداخت هسته‌ی ستاره نیست. به این ترتیب MECO نسبتا ثبات خود را حفظ می‌کند. MECO فاقد افق رویداد است و هیچ وقت به‌طور کامل دچار فروپاشی نمی‌شود. سیاهچاله‌ها در نهایت دچار فروپاشی و تبخیر می‌شوند؛ اما فروپاشی MECO به زمان بی‌نهایت نیاز دارد. در نتیجه MECO وارد حالت فروپاشی ابدی می‌شود.

نظریه‌های مرتبط با MECO بسیاری از مسائل چالش‌برانگیز سیاهچاله‌ها از جمله پارادوکس اطلاعات را حل می‌کنند. ازآنجاکه MECO هرگز دچار فروپاشی نمی‌شود، مانند سیاهچاله با مسئله‌ی نابودی اطلاعات روبه‌رو نخواهد شد. اما نظریه‌های موجود MECO با شک زیادی از سوی جامعه‌ی فیزیک همراه هستند.

به باور ستاره‌شناس‌ها، کوازارها سیاهچاله‌هایی هستند که با قرص برافزایشی درخشانی احاطه شده‌اند در نتیجه تلاش کردند کوازاری با ویژگی‌های مغناطیسی دقیق MECO پیدا کنند. تلاش آن‌ها ناموفق بود؛ اما تلسکوپ‌های جدید می‌توانند این نظریه را به واقعیت تبدیل کنند. فعلا MECO می‌تواند راه ‌حلی جذاب برای مسائل سیاهچاله‌ها باشد. کوازار دوقلوی Q0957+561 دارای جرمی برافزایشی در مرکز است که به عقیده‌ی برخی ستاره‌شناس‌ها، این جرم یک ساهچاله نیست بلکه از نوع MECO است.

تا اینجا درباره‌ی ستاره‌های منجمد در پایان جهان سخن گفتیم؛ یعنی زمانی‌که فلزهای موجود در جهان به‌قدری افزایش یافته‌اند که ستاره‌های داغ قادر به شکل‌گیری نباشند؛ اما درباره‌ی ستاره‌های آن سوی طیف چه می‌توان گفت؟ این ستاره‌ها که ترکیبی از گازهای آغازین باقی‌مانده از بیگ‌بنگ هستند، ستاره‌های جمعیت III نامیده می‌شود.

 والتر بید در دهه‌ی ۱۹۴۰، طرح جمعیت ستاره‌ای را پیشنهاد و محتوای فلزی ستاره‌ها را توصیف کرد. هر چقدر جمعیت ستاره‌ها بیشتر باشد، محتوای فلزی آن‌ها بیشتر است. در بازه‌های طولانی‌تر، تنها دو جمعیت از ستاره‌‌ها وجود دارند (که با نام جمعیت I و جمعیت II شناخته می‌شوند)؛ اما اخترفیزیک‌دانان مدرن پژوهش جدی را درباره‌ی شکل‌گیری ستاره‌ها پس از بیگ‌بنگ آغاز کرده‌اند.

ستاره‌های جمعیت III دارای عناصر سنگین نیستند؛ بلکه کاملا از هیدروژن و هلیوم و احتمالا ردپایی از لیتیوم تشکیل شده‌اند. ستاره‌های جمعیت III به‌شدت غول‌آسا و درخشان و از ستاره‌های فعلی بسیار بزرگ‌تر هستند. هسته‌ی این ستاره‌ها عناصر عادی را نمی‌سوازند بلکه با واکنش‌های خنثی‌سازی ماده‌ی تاریک تقویت می‌شوند. عمر این ستاره‌ها بسیار کوتاه است؛ به‌طوری‌که تنها دو میلیون سال دوام می‌آورند. این ستاره‌ها در نهایت کل هیدروژن و هلیوم خود را سوزاندند و شروع به سوزاندن عناصر باقی‌مانده کردند و در نهایت عناصر خود را در کل جهان پراکنده ساختند. دلیل علاقه‌ی ستاره‌شناس‌ها به ستاره‌های جمعیت III رسیدن به درک بهتری از رویدادهای پس از بیگ‌بنگ و تکامل جهان آغازین است.

شبه‌ستاره نوعی ستاره‌ی فرضی است که فقط در آغاز جهان وجود دارد. شبه‌ستاره مانند TZO نوعی ستاره‌‌خوار است؛ با این تفاوت که به‌جای ادغام با ستاره‌ای دیگر یک سیاهچاله درون خود دارد. شبه‌ستاره‌ها معمولا از ستاره‌های سنگین جمعیت III تشکیل می‌شوند. ستاره‌ی عادی بعد از فروپاشی، وارد مرحله‌ی سوپرنوا می‌شود و سیاهچاله‌ای از خود به جا می‌گذارد. در شبه‌ستاره، لایه‌ی خارجی متراکم مواد هسته، انرژی ناشی از فروپاشی هسته را جذب می‌کنند و بدون سوپرنوا سر جای خود باقی می‌مانند. لایه‌ی بیرونی ستاره دست‌نخورده باقی می‌ماند؛ درحالی‌که درون آن یک سیاهچاله تشکیل می‌شود.

شبه‌ستاره مانند ستاره‌های کنونی به توازن می‌رسد. انرژی حاصل از هسته‌‌ی سیاهچاله‌ فشار کافی برای مقاومت دربرابر فروپاشی گرانشی را فراهم می‌کند. شبه ستاره معمولا از موادی که در سیاهچاله‌ی داخلی سقوط می‌کنند، تغذیه و انرژی آزاد می‌کند. شبه‌ستاره‌ها به دلیل انتشار انرژی بالا درخشش بالایی دارند و تقریبا ۷۰۰۰ برابر سنگین‌تر از خورشید هستند.

در نهایت شبه‌ستاره‌ها پوسته‌ی خارجی خود را پس از تقریبا یک‌ میلیون سال از دست می‌دهند و تنها یک سیاهچاله‌ی غول‌آسا از آن‌ها باقی می‌ماند. ستاره‌شناس‌ها معتقدند شبه‌ستاره‌های کهن منبع سیاهچاله‌های غول‌آسای موجود در مرکز اغلب کهکشان‌ها از جمله کهکشان راه شیری بودند.

فیزیک‌دان‌ها در طی سال‌های مختلف همواره درباره‌ی کوچک‌ترین واحد ماده بحث کرده‌اند. دانشمندان با مشاهده‌ی پروتون‌ها، نوترون‌ها و الکترون‌ها تصور می‌کردند به ساختار اصلی جهان پی بردند. از طرفی با پیشرفت علم ذرات کوچک و کوچک‌تری کشف شدند و مفهوم و درک موجود از جهان را متحول کردند. از دیدگاه تئوری این روند می‌تواند تا ابد ادامه پیدا کند؛ اما برخی نظریه‌‌پردازها، پریون‌ را به‌عنوان کوچک‌ترین بخش ماده معرفی می‌‌کنند.

پریون ذره‌ای بدون بعد فضایی است. اغلب اوقات فیزیک‌دان‌ها ذراتی مثل الکترون را ذره‌ی نقطه‌ای می‌نامند؛ اما الکترون‌ها دارای بعد هستند. از نظر تئوری، پریون فاقد بعد است و می‌تواند کوچک‌ترین ذره‌ی زیراتمی باشد. دانشمندان حالا درباره‌ی ستاره‌هایی بحث می‌کنند که از پریون ساخته شده‌اند. ستاره‌های پریونی بسیار کوچک هستند و اندازه‌ی آن‌ها بین یک نخود فرنگی و توپ فوتبال متغیر است. در چنین حجم کوچکی جرم آن‌ها می‌تواند برابر با جرم ماه باشد. ستاره‌های پریونی براساس استانداردهای نجومی سبک اما از ستاره‌های نوترونی چگال‌تر هستند.

مشاهده‌ی این ستاره‌های کوچک کار دشواری است و شاید به واسطه‌ی پرتوهای گاما و لنز گرانشی بتوان پی به وجود آن‌ها برد. به دلیل ماهیت غیر قابل کشف پریون‌ها، برخی پژوهشگرها ستاره‌های پریونی را کاندیداهای مناسبی برای ماده‌ی تاریک می‌دانند. اما پژوهشگرها در شتاب‌دهنده‌ی ذرات متمرکز بر پژوهش‌های بوزون هیگز هستند تا ذرات پریونی؛ زیرا ماهیت بوزون هیگز قبلا اثبات شده است.

یکی از جذاب‌ترین پرسش‌ها درباره‌ی سیاهچاله‌ها این است که درونشان چگونه می‌تواند باشد. تعداد بی‌شماری از فیلم‌ها، کتاب‌ها و مقاله‌ها درباره‌ی این مسئله منتشر شدند که موضوعاتی تخیلی تا علمی را پوشش می‌دهند. در این باره هیچ توافقی در جامعه‌ی نجوم وجود ندارد. اغلب، مرکز سیاهچاله به‌صورت یک تکینگی با چگالی بی‌نهایت تعریف می‌شود که فاقد بعد فضایی است؛ اما این مفهوم چه معنایی دارد؟ نظریه‌پردازان مدرن در تلاش هستند به اتفاقات درون سیاهچاله پی ببرند. براساس یکی از نظریه‌ها، مرکز سیاهچاله شامل ستاره‌ای موسوم به پلانک است.

براساس فرضیه‌ی ستاره‌ی پلانک، مسئله‌ی تناقض اطلاعاتی سیاهچاله حل می‌شود. اگر سیاهچاله‌ای به‌صورت تکینگی نقطه‌ای در نظر گرفته شود، اطلاعات با ورود به آن نابود می‌شوند و قانون پایستگی نقض می‌شود. اما اگر ستاره‌ای در میان سیاهچاله باشد این مسئله حل می‌شود.

پلانک ستاره‌ای عجیب است که معمولا با گداخت هسته‌ای معمولی تقویت می‌شود. نام این ستاره برگرفته از این حقیقت است که تراکم انرژی ستاره نزدیک به تراکم پلانک است. از نظر تئوری، تراکم پلانک برابر انرژی موجود در جهان پس از بیگ‌بنگ است. ازآنجاکه ستاره‌ی پلانک درون سیاهچاله قرار دارد نمی‌توان آن را دید؛ اما ایده‌های جذابی برای تناقض‌های متعدد نجومی ارائه می‌دهد.

فیزیک‌دان‌ها عاشق نام‌های بامزه برای ایده‌های پیچیده هستند. فازبال (به‌معنی توپ پشمی) یکی از بامزه‌ترین اسم‌هایی است که به منطقه‌ای کشنده از فضا داده شده است که می‌تواند در آن واحد شما را بکشد. نظریه‌ی فاز‌بال از تلاش برای توصیف سیاهچاله با استفاده از ایده‌های نظریه‌ی ریسمان سرچشمه می‌گیرد. در واقع فازبال منطبق با تعریف گداخت ستاره‌ای نیست بلکه منطقه‌ای از ریسمان‌های انرژی درهم‌تنیده است که براساس انرژی درونی این ریسمان‌ها تقویت می‌شود.

همان‌طور که قبلا اشاره شد ،مشکل اصلی سیاهچاله‌ها توصیف داخل آن‌ها است. این مسئله چه از نظر تئوری و چه از نظر مشاهداتی به‌صورت یک راز باقی مانده است و نظریه‌های استاندارد سیاهچاله‌ای هم تناقض‌های زیادی دارند. به عقیده‌ی استیون هاوکینگ سیاهچاله‌ها در نهایت تبخیر می‌شوند در نتیجه اطلاعات درون آن‌ها هم برای همیشه ناپدید می‌شود. براساس مدل‌هایی از سیاهچاله، سطح این اجرام به شکل توپ آتشینی پرانرژی است که ذرات داخلی را تبخیر می‌کند. از همه مهم‌تر نظریه‌های مکانیک کوانتومی منطبق با تکینگی سیاهچاله‌ها نیستند.

اما فازبال‌ها تمام نگرانی‌های فوق را حل می‌کنند. برای درک فازبال، تصور کنید در دنیایی دوبعدی مثل یک تکه کاغذ زندگی می‌کنید. اگر شخصی استوانه‌ای روی کاغذ قرار دهد باز هم آن را مانند دایره‌ای دوبعدی خواهید دید؛ گرچه استوانه در سه بعد وجود دارد. حالا تصور کنید ساختارهایی با ابعاد بیشتر در جهان ما وجود داشته باشند در نظریه‌ی ریسمان به این ساختارها برین گفته می‌شود. اگر برینی با ابعاد بالاتر وجود داشته باشد، ما صرفا آن را با ریاضیات و چشم‌اندازهای چهاربعدی خود درک می‌کنیم.

نظریه‌پردازان ریسمان معتقدند سیاهچاله هم صرفا درک کم‌بعدتر ما از ساختاری ریسمانی با ابعاد بالاتر  و با فضازمان چهاربعدی ما دارای اشتراک است؛ بنابراین سیاهچاله تکینگی نیست؛ بلکه اشتراک فضازمان ما با ریسمان‌هایی در ابعاد بالاتر است. این اشتراک فازبال نامیده می‌شود.

فازبال‌ها به ‌جای  تکینگی دارای حجم بی‌نهایت هستند؛ اما با وجود حجم بی‌نهایت هیچ افق رویداد دقیقی ندارند؛ به همین دلیل مرزهای آن‌ها فازی یا مبهم است. فازبال‌ها به فیزیک‌دان‌ها اجازه می‌دهند سیاهچاله را با اصول مکانیک کوانتومی توصیف کنند.

اگر روند انبساط کنونی جهان ادامه پیدا کند، نوعی مرگ گرمایی را تجربه خواهد کرد که در آن اتم‌ها از یکدیگر جدا می‌شوند. در پایان جهان، اجرام عجیبی شکل می‌گیرند. یکی از این اجرام ستاره‌ی آهنی است.

با افزایش فراوانی عناصر سنگین، مقدار ایزوتوپ‌های آهن به حداکثر خواهد رسید. این ایزوتوپ‌ها در فرایند تونل‌زنی کوانتومی به سطح زیراتمی تجزیه می‌شوند. این فرایند، در نهایت باعث ظهور ستاره‌های آهنی می‌شود. ستاره‌های آهنی اجرامی غول‌آسا هستند که کاملا از آهن ساخته شده‌اند. چنین جرمی تنها در صورتی به وجود می‌آید که پروتون دچار فروپاشی نشود.

هیچ کس نمی‌داند جهان تا چه زمانی دوام می‌آورد و گونه‌های انسان در نهایت شاهد آخرین روزهای جهان خواهند بود یا خیر؛ اما حتی اگر انسان دوام بیاورد و شاهد آسمان تریلیون‌ها سال آینده باشد، قطعا تغییرات چشمگیری رخ خواهد داد.

براساس نظریه‌ی نسبیت عام، سفیدچاله‌ها برادر دوقلوی سیاهچاله‌ها هستند و براساس معادلات یکسانی به دست می‌آیند. سفیدچاله‌ها و سیاهچاله‌ها در واقع می‌توانند دو روی یک سکه باشند. برای ساکنین یک فضاپیما، ظاهر سفیدچاله دقیقا مشابه سیاهچاله است. دارای جرم، چرخش، حلقه‌ای از گاز و غبار است که دورتادور افق رویداد جمع شده‌اند؛ اما با دقت بیشتر می‌توان به تفاوت آن‌ها با سیاهچاله‌ها پی برد. به عقیده‌ی فیزیک‌دان‌ها سفیدچاله در واقع معکوس زمانی سیاهچاله است. درست مانند ویدئویی از سیاهچاله که به عقب حرکت می‌کند. درحالی‌که افق رویداد سیاهچاله کره‌ای بی‌بازگشت است، افق رویداد سفیدچاله هیچ مرز تأییدشده‌ای ندارد و هیچ فضاپیمایی حتی نمی‌تواند به مرز آن برسد.

اشیای موجود در سفیدچاله می‌توانند از آن خارج شوند و با دنیای بیرون واکنش برقرار کنند اما هیچ چیز نمی‌تواند وارد آن شود. با اینکه نسبیت عام از نظر تئوری سفیدچاله‌ها را توصیف می‌کند، چگونگی شکل‌گیری این اجرام مشخص نیست. سیاهچاله در نتیجه‌ی فروپاشی ستاره‌ها شکل می‌گیرد اما با معکوس کردن روند سیاهچاله نمی‌توان به توصیف دقیقی برای شکل‌گیری سفیدچاله رسید.

حتی اگر سفیدچاله‌های بزرگی شکل بگیرند زیاد دوام نمی‌آورند زیرا موادی که از سفیدچاله خارج می‌شوند با مواد موجود در مدار برخورد کرده و سیستم به یک سیاهچاله تبدیل می‌شود. از طرفی برخی دانشمندان معتقدند سفیدچاله‌ها می‌توانند در نتیجه‌ی مرگ سیاهچاله‌ها به وجود بیایند. GRB 060614 انفجار پرتوی گاما است که در تاریخ ۱۴ ژوئن ۲۰۰۶ کشف شد. این انفجار به‌عنوان یکی از کاندیدهای سفیدچاله درنظر گرفته شد.

ستاره‌ی گراوا برای اولین ‌بار توسط پاول او مازور و امیل موتولا به‌عنوان یکی از کاندیدهای نظریه‌ی سیاهچاله پیشنهاد شد. بیرون این ستاره مانند سیاهچاله اما درون آن متفاوت است. در افق این ستاره لایه‌ی نازکی از ماده قرار دارد. اصطلاح ستاره‌ی گراوا از ترکیب کلمات ستاره‌ی خلأ گرانشی (Gravitational vaccum star) گرفته شده است. در نظریه‌ی ستاره‌ی گراوا تناقض‌های نظریه‌ی سیاهچاله حل می‌شود. در ستاره‌ی گراوا هیچ افق رویدادی وجود ندارد.

در فیزیک ذرات، هیپریون به هر باریون حاوی یک یا چند کوارک شگفت (استرنج) گفته می‌شود که فاقد کوارک بالایی، پائینی و کوارک افسون (Charm) است. این نوع ماده در هسته‌ی برخی ستاره‌های نوترونی در حالت پایدار قرار دارد. به ستاره‌ی نوترونی که از هیپریون تشکیل شده باشد، ستاره‌ی هیپریونی گفته می‌شود. PSR J0348+0432 یکی از کاندیدها برای ستاره‌ی هیپریونی است. این ستاره‌ در یک منظومه‌ی دوتایی با یک کوتوله‌ی سفید همراه است.

ستاره‌ی Q که با نام چاله‌ی خاکستری هم شناخته می‌شود، ستاره‌ی نوترونی سنگین با حالت ماده‌ی اگزوتیک است که نیرویی گرانشی قوی دارد و بخشی از نور می‌تواند از آن بگریزد. ستاره‌ی Q ممکن است یا سیاهچاله‌ی ستاره‌ای اشتباه گرفته شود. V4040 Cygni یک میکروکوازار و منظومه‌ای دوتایی در صورت فلکی ماکیان است. این منظومه از یک سیاهچاله و ستاره‌ی غول‌اسای نوع K تشکیل شده است. سیاهچاله‌ی این منظومه یکی از کاندیدهای پیشنهادی برای ستاره‌ی Q است.

ستاره‌ی استرنج نوعی ستاره‌ی کوارکی است که از ماده‌‌ی کوارک شگفت تشکیل شده است. این ستاره یکی از زیرمجموعه‌های ستاره‌ی کوارکی است. ستاره‌‌های استرنج صرف‌نظر از فرضیه‌ی پایداری بودمر ویتن در فشارها و دماهای نزدیک به صفر وجود دارند؛ زیرا ماده‌ی کوارک شگفت معمولا در هسته‌ی ستاره‌های نوترونی شکل گرفته و پایدار می‌ماند. ستاره‌های استرنج هم معمولا دارای لایه‌ای پوسته‌ای از ماده‌ی ستاره‌ی نوترونی هستند. عمق لایه‌ی پوسته هم به شرایط فیزیکی، شرایط کلی ستاره و خواص ماده‌ی کوارک استرنج وابسته است.