Colapso gravitacional

Para las estrellas aisladas que se formaron con una a siete veces la masa del Sol, la etapa final de su evolución es una enana blanca. El colapso del núcleo estelar a una enana blanca tiene lugar durante decenas de miles de años, mientras la estrella expulsa su envoltura exterior para formar una nebulosa planetaria . ^{[ 9 ]} Una enana blanca puede tener un campo magnético , que puede ser un remanente fósil de su campo magnético estelar original. ^{[ 10 ]} Como la contracción gravitacional y la combustión nuclear restante contribuyen solo en una cantidad insignificante a la producción de energía de una enana blanca, casi toda la luminosidad radiada proviene de la energía térmica almacenada. Por lo tanto, en escalas de tiempo de miles de millones de años, la temperatura de la enana blanca continuará disminuyendo. ^{[ 11 ]}

Si tiene una estrella compañera en órbita cercana , un objeto del tamaño de una enana blanca puede acumular materia de la compañera, aumentando su masa y, potencialmente, acelerando su rotación. Cuando se ha acumulado suficiente hidrógeno en la capa exterior, puede detonar para formar una nova . Dado que la explosión no destruye la enana blanca, este ciclo puede repetirse. ^{[ 12 ]} A pesar de la explosión termonuclear, parte de la materia acumulada puede conservarse, lo que permite que la enana blanca continúe aumentando su masa.

El límite superior de masa para el crecimiento de una enana blanca se denomina límite de Chandrasekhar . Este límite equivale aproximadamente a una vez y media la masa del Sol, punto en el que el colapso gravitacional se reiniciaría. Antes de alcanzar este límite, el aumento de 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 se sustenta en la degeneración en lugar de la presión térmica, lo que permite que la temperatura aumente exponencialmente. La detonación descontrolada de carbono resultante destruye por completo la estrella en una supernova de tipo Ia . ^{[ 13 ]}

Un escenario alternativo es la fusión de dos enanas blancas en un sistema binario cercano; el llamado modelo doble degenerado. Cuando la masa combinada supera el límite de Chandrasekhar, se produce una supernova de tipo Ia. ^{[ 13 ]}

Las estrellas de neutrones se forman por el colapso gravitacional de los núcleos de estrellas masivas. Son el remanente de supernovas de tipo Ib , Ic y II . ^{[ 14 ]} Se espera que las estrellas de neutrones tengan una capa o "atmósfera" de materia normal del orden de un milímetro de espesor, debajo de la cual están compuestas casi en su totalidad de neutrones densamente empaquetados llamados materia neutrónica ^{[ 15 ]} con una ligera capa de electrones libres y protones mezclados. Esta materia neutrónica degenerada tiene una densidad de aproximadamente6,65 × 10 ¹⁷  kg/m ³ . ^{[ 16 ]}

La apariencia de las estrellas compuestas de materia exótica y su estructura interna en capas no está clara ya que cualquier ecuación de estado propuesta para la materia degenerada es altamente especulativa. ^{[ 17 ]} Otras formas de materia degenerada hipotética pueden ser posibles, y las estrellas de quarks resultantes , las estrellas extrañas (un tipo de estrella de quarks) y las estrellas de preones , 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".

Según la teoría de Einstein, para objetos con masas superiores al límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (aproximadamente el doble de la masa del Sol), ninguna forma conocida de materia fría (no fusionable) puede proporcionar la fuerza repulsiva necesaria para oponerse a la gravedad en un nuevo equilibrio dinámico. Por lo tanto, el colapso gravitacional continúa sin obstáculos. ^{[ 18 ]}

Una vez que un cuerpo colapsa dentro de su radio de Schwarzschild , forma lo que se denomina un agujero negro, es decir, una región del espaciotiempo de la que ni siquiera la luz puede escapar. De la relatividad general y del teorema de Roger Penrose ^{[ 20 ]} se deduce que la formación subsiguiente 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 delimita el agujero negro, por lo que la región del espaciotiempo exterior seguirá teniendo una geometría bien definida, con una curvatura fuerte pero finita, que se espera ^{[ 21 ]} que evolucione hacia una forma bastante simple descriptible mediante la métrica histórica de Schwarzschild en el límite esférico y mediante la métrica de Kerr, descubierta más recientemente , si hay momento angular presente. Si el precursor tiene un campo magnético, este se disipa durante el colapso, ya que se cree que los agujeros negros no tienen campo magnético propio. ^{[ 22 ]}

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 en colapso 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). Se ha hipotetizado que en este punto las leyes conocidas de la gravedad dejan de ser válidas. ^{[ 23 ]} Existen teorías contrapuestas sobre lo que ocurre en este punto. Por ejemplo, la gravedad cuántica de bucles predice que se formaría una estrella de Planck . En cualquier caso, se argumenta que el colapso gravitacional cesa en esa etapa y, por lo tanto, no se forma una singularidad. ^{[ 24 ]}

• Carroll, BW; Ostlie, DA (2017). Introducción a la astrofísica moderna (2.ª  ed.). Cambridge University Press . ISBN 978-1-108-42216-1.