Colapso gravitacional - Gravitational collapse
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 . 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 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 exterior equilibra las fuerzas gravitacionales. Entonces, la estrella existe en un estado de equilibrio dinámico . Una vez que se agotan todas sus fuentes de energía, una estrella colapsará nuevamente hasta que alcance un nuevo estado de equilibrio.
Formación de estrellas
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 utilizando 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 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 .
Restos estelares
En lo que se llama la muerte de la estrella (cuando una estrella ha agotado su suministro de combustible), sufrirá una contracción que solo podrá detenerse si alcanza un nuevo estado de equilibrio. Dependiendo de la masa durante su vida, estos remanentes estelares pueden tomar una de estas tres formas:
- Enanas blancas , en las que la gravedad se opone a la presión de degeneración de electrones.
- Estrellas de neutrones , en las que la gravedad se opone a la presión de degeneración de neutrones y las interacciones repulsivas neutrón-neutrón de corto alcance mediadas por la fuerza fuerte.
- Agujero negro , en el que no hay una fuerza lo suficientemente fuerte como para resistir el colapso gravitacional
enano blanco
El colapso del núcleo estelar en una enana blanca ocurre durante decenas de miles de años, mientras que la estrella explota 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 que alcance el límite de Chandrasekhar (aproximadamente una vez y media la masa de nuestro Sol, momento en el que el colapso gravitacional comenzaría de nuevo), la densidad y temperatura crecientes dentro de una enana blanca de carbono-oxígeno inician una nueva ronda de fusión nuclear, que no está regulado 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 destruye completamente la estrella en una supernova de tipo Ia .
Estrella neutrón
Las estrellas de neutrones están formadas por el colapso gravitacional de los núcleos de estrellas más grandes y son el remanente de los tipos de supernovas 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 compactos (popularmente llamados " neutronio ") con una ligera capa de electrones y protones libres. Esta materia neutrónica degenerada tiene una densidad de ~4 × 10 17 kg / m 3 .
La aparición de estrellas compuestas de materia exótica y su estructura en capas internas no está clara, ya que cualquier ecuación propuesta de estado de la materia degenerada es altamente especulativa. Pueden ser posibles otras formas hipotéticas de materia degenerada, y las estrellas de quarks resultantes , las estrellas extrañas (un tipo de estrella de quark) y las estrellas preón , si existen, serían, en su mayor parte, indistinguibles de una estrella de neutrones : En los casos, la materia exótica estaría oculta bajo una costra de neutrones degenerados "ordinarios".
Agujeros negros
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 de nuestro 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 que 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 se deduce que la formación posterior de algún tipo de singularidad es inevitable. Sin embargo, de acuerdo con la hipótesis de censura cósmica de Penrose , la singularidad estará confinada dentro del horizonte de eventos que delimita el agujero negro , por lo que la región del espacio-tiempo exterior aún tendrá una geometría de buen comportamiento, con una curvatura fuerte pero finita, que se espera que evolucione hacia una forma bastante simple describible por la métrica histórica de Schwarzschild en el límite esférico y por la métrica de Kerr descubierta más recientemente si el momento angular está presente.
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 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 de la gravedad conocidas dejan de ser válidas. Hay teorías en competencia sobre lo que ocurre en este punto. Por ejemplo, la gravedad cuántica de bucle predice que se formaría una estrella de Planck . Independientemente, se argumenta que el colapso gravitacional cesa en esa etapa y, por lo tanto, no se forma una singularidad.
Radio mínimo teórico para una estrella
Se estima que los radios de las estrellas de neutrones de mayor masa (aproximadamente 2,8 de masa solar) son de unos 12 km, o aproximadamente 2,0 veces su radio equivalente de Schwarzschild.
Podría pensarse 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 eventos , 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 evitar que una estrella menor que 1.0 SR colapse a 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 relatividad general con la emisión de materia y ondas gravitacionales .