El 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 . [1] El colapso gravitacional es un mecanismo fundamental para la formación de estructuras en el universo. Con el tiempo, una distribución inicial relativamente suave de materia , después de una acreción suficiente , puede colapsar para formar bolsas de mayor densidad, como estrellas o agujeros negros .
La formación de estrellas implica un colapso gravitacional gradual del medio interestelar en cúmulos de nubes moleculares y posibles protoestrellas . La compresión causada por el colapso aumenta 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 el exterior equilibra las fuerzas gravitacionales. La estrella existe entonces en un estado de equilibrio dinámico . Durante la evolución de la estrella, una estrella podría colapsar nuevamente y alcanzar varios nuevos estados de equilibrio.
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 gravitatoria interna . Matemáticamente, esto se expresa mediante el teorema del virial , que establece que para mantener el equilibrio, la energía potencial gravitatoria debe ser igual al doble de la energía térmica interna. [2] Si una bolsa de gas es lo suficientemente masiva como para que la presión del gas sea insuficiente para sostenerla, la nube sufrirá un colapso gravitacional. La masa crítica por encima de la cual una nube sufrirá dicho colapso se denomina masa de Jeans . Esta masa depende de la temperatura y la densidad de la nube, pero normalmente es de miles a decenas de miles de masas solares . [3]
En el momento en que la estrella muere (cuando se agota su reserva de combustible), experimenta una contracción que sólo puede detenerse si alcanza un nuevo estado de equilibrio. Dependiendo de la masa durante su vida, estos restos estelares pueden adoptar una de tres formas:
El colapso del núcleo estelar 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 acrecentar materia de la estrella compañera. Antes de que alcance el límite de Chandrasekhar (aproximadamente una vez y media la masa del Sol, punto en el que el colapso gravitacional comenzaría de nuevo), la creciente densidad y temperatura dentro de una enana blanca de carbono-oxígeno inicia una nueva ronda de fusión nuclear, que no está regulada porque el peso de la estrella está soportado por la degeneración en lugar de la presión térmica, lo que permite que la temperatura aumente exponencialmente. La detonación descontrolada de carbono resultante hace estallar por completo la estrella en una supernova de tipo Ia .
Las estrellas de neutrones se forman por el colapso gravitacional de los núcleos de estrellas más grandes. Son el remanente 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 de la cual están compuestas casi en su totalidad de neutrones muy compactados llamados materia neutrónica [5] con una ligera capa de electrones y protones libres mezclados. Esta materia neutrónica degenerada tiene una densidad de aproximadamente6,65 × 10 17 kg/m3 . [ 6]
La aparición de estrellas compuestas de materia exótica y su estructura interna en capas no está clara, ya que cualquier ecuación de estado de la materia degenerada propuesta es altamente especulativa. Otras formas hipotéticas de materia degenerada pueden ser posibles, y las estrellas de quarks , estrellas extrañas (un tipo de estrella de quarks) y estrellas de preones resultantes , 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". [ cita requerida ]
Según la teoría de Einstein, en el caso de estrellas incluso más grandes, por encima del límite de Landau-Oppenheimer-Volkoff, también conocido como límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (aproximadamente 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 que nada lo detenga.
Una vez que un cuerpo colapsa dentro de su radio de Schwarzschild , forma lo que se llama un agujero negro , es decir, una región del espacio-tiempo de la que ni siquiera la luz puede escapar. De la relatividad general y del teorema de Roger Penrose [8] se deduce que la formación posterior de algún tipo de singularidad es inevitable. Sin embargo, según la hipótesis de censura cósmica de Penrose , la singularidad estará confinada dentro del horizonte de sucesos que limita el agujero negro , por lo que la región del espacio-tiempo exterior seguirá teniendo una geometría bien comportada, con una curvatura fuerte pero finita, que se espera [9] que evolucione hacia una forma bastante simple describible por la histórica métrica de Schwarzschild en el límite esférico y por la métrica de Kerr descubierta más recientemente si hay momento angular. Si el precursor tiene un campo magnético, se disipa durante el colapso, ya que se cree que los agujeros negros no tienen campo magnético propio. [10]
Por otra parte, la naturaleza del tipo de singularidad que se espera en el interior 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 cierto 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 conocidas de la gravedad dejan de ser válidas. [11] Hay teorías que compiten en cuanto a lo que ocurre en este punto. Por ejemplo , la gravedad cuántica de bucles predice que se formaría una estrella de Planck . Independientemente de ello, se argumenta que el colapso gravitacional cesa en esa etapa y, por lo tanto, no se forma una singularidad. [12]
Se estima que los radios de las estrellas de neutrones de mayor masa (aproximadamente 2,8 masas solares) [13] son de unos 12 km, o aproximadamente 2 veces su radio de Schwarzschild equivalente.
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 en 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 en el centro. Ninguna fuerza física, por lo tanto, puede evitar que una estrella más pequeña que 1,0 SR colapse en una singularidad (al menos dentro del marco actualmente aceptado de la relatividad general ; esto no se cumple para el sistema de Einstein-Yang-Mills-Dirac). Se ha presentado un modelo para el colapso no esférico en la relatividad general con la emisión de materia y ondas gravitacionales . [14]
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