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 la materia , después de una acreción suficiente , puede colapsar para formar bolsas de mayor densidad, como estrellas o agujeros negros .
Como forma clandestina de colapso gravitacional, el colapso gravitacional gradual del medio interestelar en grupos de nubes moleculares y protoestrellas potenciales , es el nacimiento de una estrella . 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 existe entonces en un estado de equilibrio dinámico . Durante la evolución de la estrella, una estrella podría colapsar nuevamente y alcanzar 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 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. [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 tal colapso se llama 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 lo que se llama la muerte de la estrella (cuando una estrella ha agotado su suministro de combustible), sufrirá una contracción que sólo podrá detenerse si alcanza un nuevo estado de equilibrio. Dependiendo de la masa durante su vida, estos restos estelares pueden tomar una de tres formas:
El colapso del núcleo estelar hasta convertirse en una enana blanca se produce 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 hace estallar completamente 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 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 de la cual están compuestas casi en su totalidad por neutrones muy juntos llamados materia de neutrones [5] con una ligera capa de electrones libres y protones mezclados. pulg. Esta materia de neutrones degenerada tiene una densidad de aproximadamente6,65 × 10 17 kg/m 3 . [6]
La aparición de estrellas compuestas de materia exótica y su estructura en capas internas no está clara, ya que cualquier ecuación de estado propuesta para la materia degenerada es altamente especulativa. Otras formas de hipotética materia degenerada pueden ser posibles, y las estrellas de quarks , las estrellas extrañas (un tipo de estrella de quarks) y las estrellas de preones resultantes , si existieran, serían, en su mayor parte, indistinguibles de una estrella de neutrones : en la mayoría En algunos casos, la materia exótica quedaría escondida bajo una corteza de neutrones degenerados "ordinarios". [ cita necesaria ]
Según la teoría de Einstein, para estrellas aún 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. De ahí que el colapso continúe 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 desprende que la formación posterior de algún tipo de singularidad es inevitable. Sin embargo, según la hipótesis de la censura cósmica de Penrose , la singularidad quedará confinada dentro del horizonte de sucesos que limita el agujero negro , por lo que la región del espacio-tiempo exterior seguirá teniendo una geometría de buen comportamiento, con una curvatura fuerte pero finita, que se espera [9] evolucionar 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 presente. 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 otro lado, la naturaleza del tipo de singularidad que cabe esperar 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. [11] 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. [12]
Se estima que los radios de las estrellas de neutrones de mayor masa (alrededor de 2,8 masas solares) [13] son de unos 12 km, o aproximadamente 2 veces su radio equivalente de Schwarzschild.
Se podría pensar que podría existir una estrella de neutrones suficientemente masiva 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 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 . [14]
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