Oppenheimer a NASA-nál olyan dolgot kutatott, ami a Naprendszert is elpusztíthatná, nem csak a Földet

Egy elméleti tárgy vagy jelenség létezése vagy nem létezése sosem akadályozte meg a fizikusokat abban, hogy tanulmányozzák azt. A fekete lyukak ilyen objektumok. Évtizedekig csak furcsaságok voltak, amelyek problémákat okoztak Einstein általános relativitáselméletében, amíg ténylegesen fel nem fedezték fel őket odakint az univerzumban, és nem derült ki, hogy a híres gravitációs elméletnek bizony vannak korlátai.

Számos fizikus dolgozott rajtuk jóval az első megfigyelésük - a Cygnus X-1 (egy nagytömegű, kettőscsillag egyik tagja), 1971-ben - előtt. Köztük volt J. Robert Oppenheimer is, aki fontos szerepet játszott annak megbecslésében, hogy milyen sűrű lehet egy objektum, mielőtt fekete lyukká alakul - ez a számítás jelentős szerepet játszik napjaink néhány úttörő megfigyeléseiben.

Az általános relativitáselméletet 1915-ben publikálták, és 1916-ra Karl Schwarzschild német fizikus megtalálta az Einstein-féle mezőegyenletek olyan megoldását, amelyben a dolgok szétestek. Megoldása egy bizonyos sugárnál szinguláris lett, ami azt jelenti, hogy az egyenlet feltételei végtelenné váltak. Ezekből az első leírásokból származik a szingularitás kifejezés a fekete lyuk leírására, valamint a Schwarzschild-sugár, ahol a fekete lyuk eseményhorizontja található.

A következő évtizedekben a tudósok azt vitatták, hogy ez a megoldás mennyire helyes fizikailag. A feltételezés az volt, hogy a dolgok nem omlanak csak úgy össze önmagukban, a belső erők visszanyomják őket. Egy bolygó nem omlik össze önmagában, egyszerűen azért, mert az atomok közötti erők elegendőek ahhoz, hogy stabilan tartsák: egy csillag magjában a magfúzió által felszabaduló energia ellensúlyozza a gravitáció hatását.

De mi történik, ha egy Naphoz hasonló csillag már nem fuzionál? Összeomlik. Mégis, ezt akkoriban nem gondolták megállíthatatlannak. A kvantummechanikai hatások az objektumot elektron-degenerált anyagból álló sűrű gömbbé változtatnák. A belső anyag már nem a klasszikus plazmában van, hanem egy új állapotban, ahol elektronok, protonok és neutronok (amelyek a fermionok típusai) lépnek kölcsönhatásba egymással.
A fermionok nem lehetnek egyidejűleg ugyanabban az energiaállapotban (ez a Pauli-féle kizárási elv), és ez a tulajdonságuk az, ami olyan nyomást hoz létre, amely ellensúlyozza az összeomlás felé irányuló gravitációs vonzást. Az ilyen objektumokat fehér törpéknek nevezzük, és a Nap is ilyen lesz. Ez a kvantumnyomás azonban nem volt merev határérték.

Még 1931-ben Subrahmanyan Chandrasekhar kiszámította, hogy nem lehet válogatás nélkül nagy fehér törpe akármelyik objektum, ami ennek a kritériumnak megfelel. Elvileg egy elektron-degenerált anyagból álló, nem forgó objektum, amelynek tömege meghaladja a Nap tömegének 1,4-szeresét (ezt nevezzük ma Chandrasekhar-határnak), nem rendelkezik stabil megoldással. Ez csak részben helyes.

A határértéket ma úgy tekintik, hogy mennyi anyagot lophat el egy társától egy "anyagtolvaj" fehér törpe, mielőtt szupernóvává válna. Ezt Ia (ejtsd: egy-A) típusú szupernóvának nevezik, és ezek mind egyforma fényességűek, így remek standardnak számítanak a galaxisok távolságának mérésére. Mi tehát a stabil megoldás, ami még a fehér törpénél is sűrűbb? Nos, ez egy neutroncsillag!

Míg a fehér törpéket a tudomány akkor ismerte meg, amikor ezek az elméleti viták zajlottak, akkor a neutroncsillagokat még nem fedezték fel. Szükségünk lesz Joycelyn Bell Burnellre 1967-ben az első pulzár (pulzáló neutroncsillagok) felfedezésére, hogy az elméletből valóság legyen.

A neutroncsillagok nagyobb tömegeket és sűrűségeket tesznek lehetővé, és ezt a határt ma Tolman-Oppenheimer-Volkoff-határként ismerjük, amelyet Oppenheimer és George Volkoff után neveztek el, akik 1939-ben Richard Tolman kutatásainak köszönhetően dolgozták ki.
Ennél a határértéknél kisebb tömegek esetén a neutronok közötti rövidtávú taszítás elegendő a gravitáció kiegyenlítéséhez. Nagyobb tömeg esetén azonban a neutroncsillag fekete lyukká omlik össze. A határérték megmondja, hogy a szupernóvává váló csillagok eredeti tömegüktől függően milyen tömegűek lehetnek neutroncsillagokként vagy fekete lyukakként.

De nemrégiben módunk nyílt arra is, hogy a Tolman-Oppenheimer-Volkoff-határt a legfejlettebb kísérleteinkkel teszteljük: a gravitációs hullámobszervatóriumokkal. A neutroncsillagok ütközésének (a két objektum fekete lyukká alakulása) első történelmi megfigyelései lehetővé tették számunkra, hogy a határértéket valós körülmények között becsüljük meg.

Bár Oppenheimer már jóval azelőtt dolgozott ezen az elméleti problémán, hogy tudtuk volna, hogy a neutroncsillagok és a fekete lyukak valódi objektumok, létezésük ismerete még nem oldotta meg a körülöttük lévő összes rejtélyt. A neutroncsillagok ütközése a határértéket 2,01 és 2,17 naptömeg közé teszi. Pedig a legnagyobb tömegű ismert pulzár a Nap tömegének 2,35-szöröse.   

Az univerzum legsűrűbb objektumainak megértéséhez vezető út valószínűleg még hosszú, de a 20. század leghíresebb fizikusai jelentős szerepet játszottak abban, amit eddig tudunk és megértünk ezekről.