ماده تباهیده

فشار در یک ستاره کوتوله سفید به دلیل ترکیب ویژگی‌های ذره و موج مانند الکترون بالا می‌رود. طبق مکانیک کوانتومی، فقط امکان دارد تعداد معینی از الکترون‌ها در یک فضای ثابت به زور جا داده شوند، در هستهٔ خورشید در این لحظه فضای زیادی وجود دارد، ولی هنگامی که هسته به یک ستارهٔ کوتولهٔ سفید تبدیل شود، خیلی خیلی کوچک‌تر شده و اندازه‌ای چگال خواهد شد که یک قاشق چایخوری از مواد جمع شده از ستاره جرمی به بزرگی یک کامیون مواد را شامل می‌شود. الکترون‌ها در فضای کوچک‌تری چپانده می‌شوند و مقاومت آن‌ها به دلیل به زور جای‌گرفتن باعث به وجود آمدن فشار وحشتناکی می‌شود (اصطلاح تکنیکی آن فشار تبهگنی الکترون است) که رمبش ستاره را درون خود متوقف می‌کند. فشار تبهگنی الکترون فقط می‌تواند ستاره‌ها را در یک جرم بحرانی معین پشتیبانی کند. این جرم بحرانی، حد چاندراسخار (Chandrasekhar Limit) گفته می‌شود، که تقریباً یک چهارم مرتبه از جرم خورشید پرجرم‌تر است.

ستاره نوترونی ستاره‌ای است که توسط فشار تبهگنی نوترونی از رمبش حفظ می‌شود. درست شبیه فشار تبهگنی الکترون ولی با این تفاوت که از نوترون‌ها بیشتر از الکترون‌ها استفاده کرده‌است. نوترون‌ها فقط وقتی این فشار را اعمال می‌کنند که در یک فضای بی‌نهایت کوچک چپانده شده باشند. اگر بر فرض مثال هستهٔ ستاره‌ای برای تشکیل یک ستارهٔ نوترونی برمبد، در کسری از ثانیه اندازه‌اش برای مثال از بیست هزار کیلومتر به بیست کیلومتر کاهش می‌یابد. قبل از رمبش، هسته شدیداً چگال بوده‌است. بعد از آن، یک قاشق چایخوری از موادی که از ستارهٔ نوترونی برداشته‌ایم، حاوی جرمی معادل با یک کوه خواهد بود. می‌دانیم که ستارهٔ نوترونی به این روش تشکیل می‌شود، چون بعضی از ستاره‌های نوترونی پالس‌هایی از امواج رادیویی گسیل می‌کنند و این پالس‌ها موقعیت رخداد برای ابرنواختر آشکار می‌نمایند. احتمال دیگر این است که رمبش هرگز متوقف نمی‌شود. وزن بیشینه‌ای وجود دارد که می‌تواند با فشار تبهگنی نوترونی خنثی شود و اگر این وزن افزوده شود، هیچ چاره‌ای برای توقف رمبش ستاره وجود ندارد. که در این صورت یک سیاه‌چاله به وجود خواهد آمد.