Colapso gravitacional

Colapso gravitacional es la contracción de un objeto astronómico debido a la influencia de su propia gravedad, que tiende a atraer materia hacia el centro de gravedad. El colapso gravitacional es un mecanismo fundamental para la formación de estructuras en el universo. Con el tiempo, una distribución inicial de materia relativamente suave colapsará para formar bolsas de mayor densidad, creando típicamente una jerarquía de estructuras condensadas como cúmulos de galaxias, grupos estelares, estrellas y planetas.

Una estrella nace a través del colapso gravitacional gradual de una nube de materia interestelar. La compresión causada por el colapso eleva la temperatura hasta que se produce la fusión termonuclear en el centro de la estrella, momento en el que el colapso se detiene gradualmente a medida que la presión térmica hacia afuera equilibra las fuerzas gravitacionales. La estrella entonces existe en un estado de equilibrio dinámico. Una vez agotadas todas sus fuentes de energía, una estrella volverá a colapsar hasta alcanzar un nuevo estado de equilibrio.

Formación estelar

Una nube interestelar de gas permanecerá en equilibrio hidrostático mientras la energía cinética de la presión del gas esté en equilibrio con la energía potencial de la fuerza gravitacional interna. Matemáticamente esto se expresa mediante el teorema del virial, que establece que para mantener el equilibrio, la energía potencial gravitacional debe ser igual al doble de la energía térmica interna. Si una bolsa de gas es lo suficientemente masiva como para que la presión del gas sea insuficiente para soportarla, la nube sufrirá un colapso gravitacional. La masa crítica por encima de la cual una nube sufrirá tal colapso se llama masa de Jeans. Esta masa depende de la temperatura y la densidad de la nube, pero suele ser de miles a decenas de miles de masas solares.

Restos estelares

En lo que se llama la muerte de la estrella (cuando una estrella ha quemado su suministro de combustible), se someterá a una contracción que sólo puede detenerse si alcanza un nuevo estado de equilibrio. Dependiendo de la masa durante su vida, estos restos estelares pueden tomar una de las tres formas:

• Enanas blancas, en las que la gravedad se opone a la presión degeneración electrones
• Las estrellas Neutron, en las que la gravedad se opone a la presión degeneración de neutrones y a las interacciones repulsivas de corto alcance de neutrones-neutrones mediadas por la fuerza fuerte
• Agujero negro, en el que no hay fuerza lo suficientemente fuerte para resistir el colapso gravitacional

Enana blanca

El colapso del núcleo estelar hasta convertirse en una enana blanca tiene lugar a lo largo de decenas de miles de años, mientras la estrella se desprende de su envoltura exterior para formar una nebulosa planetaria. Si tiene una estrella compañera, un objeto del tamaño de una enana blanca puede acumular materia de la estrella compañera. Antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar (aproximadamente una vez y media la masa del Sol, momento en el cual comenzaría nuevamente el colapso gravitacional), el aumento de la densidad y la temperatura dentro de una enana blanca de carbono y oxígeno inician una nueva ronda de fusión nuclear, que no está regulado porque el peso de la estrella está sustentado por la degeneración en lugar de la presión térmica, lo que permite que la temperatura aumente exponencialmente. La detonación desbocada de carbono resultante destruye completamente la estrella en una supernova de tipo Ia.

Estrella de neutrones

Las estrellas de neutrones se forman por el colapso gravitacional de los núcleos de estrellas más grandes. Son los remanentes de supernovas de tipo Ib, Ic y II. Se espera que las estrellas de neutrones tengan una piel o "atmósfera" de materia normal del orden de un milímetro de espesor, debajo del cual están compuestos casi en su totalidad por neutrones muy compactos (popularmente llamados "neutronio") con una ligera capa de electrones y protones libres mezclados. Esta materia de neutrones degenerada tiene una densidad de aproximadamente 6,65×10¹⁷ kg/m³.

La apariencia de estrellas compuestas por materia exótica y su estructura interna de capas no está clara ya que cualquier ecuación propuesta de estado de materia degenerada es altamente especulativa. Otras formas de materia hipotética degenerada pueden ser posibles, y las estrellas quark resultantes, estrellas extrañas (un tipo de estrella quark), y estrellas preon, si existen, serían, en su mayor parte, indistinguibles de una estrella de neutrones: En la mayoría de los casos, la materia exótica estaría oculta bajo una corteza de neutrones degenerados "ordinarios".

Agujeros negros

Según la teoría de Einstein, para estrellas aún mayores, por encima del límite de Landau-Oppenheimer-Volkoff, también conocido como el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff (casi el doble de la masa del Sol) ninguna forma conocida de materia fría puede proporcionar la fuerza necesaria para oponerse a la gravedad en un nuevo equilibrio dinámico. Por lo tanto, el colapso continúa sin nada para detenerlo.

Una vez que un cuerpo colapsa dentro de su El radio Schwarzschild forma lo que se llama agujero negro, lo que significa una región espacial desde la que ni siquiera la luz puede escapar. Se deriva de la relatividad general y el teorema de Roger Penrose que la formación subsiguiente de algún tipo de singularidad es inevitable. Sin embargo, según la hipótesis de la censura cósmica de Penrose, la singularidad se limitará dentro del horizonte del evento ligando al agujero negro, por lo que la región espacial exterior todavía tendrá una geometría bien transformada, con una curvatura fuerte pero finita angular, que se espera evolucionar hacia una forma bastante simple descriptible por la histórica métrica Schwarzschild en el límite esférico y por el presente Kerr más recientemente descubierto. Si el precursor tiene un campo magnético, se disipa durante el colapso, ya que se cree que los agujeros negros no tienen un campo magnético propio.

Por otro lado, la naturaleza del tipo de singularidad que se espera dentro de un agujero negro sigue siendo bastante controvertida. Según las teorías basadas en la mecánica cuántica, en una etapa posterior el objeto que colapsa alcanzará la máxima densidad de energía posible para un determinado volumen de espacio o la densidad de Planck (ya que no hay nada que pueda detenerlo). Este es el punto en el que se ha planteado la hipótesis de que las leyes de gravedad conocidas dejan de ser válidas. Hay teorías contrapuestas sobre lo que ocurre en este punto. Por ejemplo, la gravedad cuántica de bucles predice que se formaría una estrella de Planck. De todos modos, se argumenta que el colapso gravitacional cesa en esa etapa y, por lo tanto, no se forma una singularidad.

Radio mínimo teórico de una estrella

Se estima que los radios de las estrellas de neutrones de mayor masa (alrededor de 2,8 masas solares) son de unos 12 km, o aproximadamente 2 veces su radio equivalente de Schwarzschild.

Se podría pensar que una estrella de neutrones suficientemente masiva podría existir dentro de su radio de Schwarzschild (1,0 SR) y aparecer como un agujero negro sin tener toda la masa comprimida a una singularidad en el centro; sin embargo, esto probablemente sea incorrecto. Dentro del horizonte de sucesos, la materia tendría que moverse hacia afuera más rápido que la velocidad de la luz para permanecer estable y evitar colapsar hacia el centro. Por lo tanto, ninguna fuerza física puede impedir que una estrella menor de 1,0 SR colapse hasta convertirse en una singularidad (al menos dentro del marco actualmente aceptado de la relatividad general; esto no es válido para el sistema Einstein-Yang-Mills-Dirac). Se ha presentado un modelo para el colapso no esférico en la relatividad general con emisión de materia y ondas gravitacionales.