Colapso gravitacional

Las fases del colapso gravitacional del núcleo de una estrella masiva.
En el interior de una estrella masiva en etapa evolutiva avanzada (a), la fusión nuclear finaliza con la síntesis de hierro , el cual, depositándose en el centro de la estrella, forma un núcleo inerte (b) que en poco tiempo alcanza la masa límite de Chandrasekhar , comenzando a colapsar. La materia de la parte más interna del núcleo degenera en neutrones (c), provocando un rebote de la materia (d) que da lugar a una onda de choque (rojo). El frente de choque inicialmente tiende a desacelerarse (e), pero se fortalece mediante procesos que incluyen interacciones con neutrinos. La onda barre las capas que rodean el núcleo (f), dejando solo un residuo de materia degenerada : una estrella compacta ( estrella de neutrones o agujero negro según su masa).

En astrofísica , el colapso gravitacional es la compresión progresiva de un cuerpo masivo bajo la influencia de su propia fuerza de gravedad . Esto ocurre cuando la presión hidrostática del cuerpo ya no puede contrarrestar su gravedad.

Descripción

El colapso gravitacional juega un papel importante en la formación de las principales estructuras del Universo . Una distribución uniforme inicial de materia colapsaría repentinamente y daría lugar a una jerarquía de estructuras, como cúmulos de galaxias , cúmulos de estrellas , estrellas y planetas . Por ejemplo, una estrella se origina a partir del colapso gravitacional gradual de una nube de materia interestelar. La presión provocada por el colapso determina un aumento de temperatura , que, habiendo alcanzado unos 20 millones de K , provoca el inicio de la fusión del hidrógeno en el núcleo estelar y determina una detención del colapso; de esta forma se compensa la presión de las reacciones nucleares y la gravedad de la estrella y se establece un equilibrio entre las dos fuerzas, denominado equilibrio hidrostático .

El colapso gravitacional de las estrellas ocurre durante las últimas etapas de su vida . Cuando se agotan todas las fuentes de energía de la estrella, el núcleo estelar sufre un colapso gravitacional; por esta razón la "vida" de la estrella se considera como un estado de equilibrio temporal entre el colapso al nacer y el colapso al morir la estrella. Lo que se forma cuando una estrella muere se llama " estrella compacta ". Son:

enanas blancas , en las que la presión de los electrones degenerados se opone a la gravedad.
estrellas de neutrones , donde la presión del neutronio se opone a la gravedad.
agujeros negros , cuya dinámica aún se desconoce.

El colapso a la etapa de enana blanca dura decenas de miles de años, durante los cuales la estrella moribunda expulsa sus capas más externas convirtiéndose en una nebulosa planetaria . Los modelos teóricos también sugieren que una enana blanca podría colapsar en una estrella de neutrones al robar materia de un compañero en un sistema binario ; en realidad, una enana blanca que captura material de una compañera se somete a una fusión nuclear catastrófica, hasta que alcanza el límite de Chandrasekhar y se convierte en una supernova de tipo I. En cambio, las estrellas de neutrones están formadas por el colapso gravitacional de estrellas muy grandes, una secuela del tipo II supernovas.

Las estrellas muy masivas, cuyo núcleo alcanza una masa más allá del límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff , son incapaces de encontrar un equilibrio dinámico , dada la enorme fuerza de gravedad que en este caso no tiene fuerzas antagónicas. Más allá del punto donde se concentra la materia en el llamado horizonte de sucesos , se contraen para formar un agujero negro, cuya gravedad es tal que no deja escapar la luz. Está claro que el colapso continúa hasta un punto extremadamente denso y muy compacto con un radio de Schwarzschild infinitamente pequeño.

Bibliografía

Pankaj S. Joshi: Colapso gravitacional y singularidades del espacio-tiempo. Cambridge Univ. Pr., Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-87104-4
BK Harrison, Kip Thorne , Masami Wakano, John Archibald Wheeler : teoría de la gravitación y colapso gravitacional. La Universidad de Chicago Pr., Chicago 1965