Colapso gravitacional
El colapso gravitacional es la contracción descontrolada de un cuerpo masivo bajo su propia gravedad una vez que la presión interna ya no puede soportarlo, el proceso que forma enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros.
Definition
El colapso gravitacional es la contracción dinámica de un cuerpo autogravitante cuando falla el soporte de presión, lo que lleva a un remanente compacto estable como una enana blanca o una estrella de neutrones o, por encima de una masa crítica, a la formación de un horizonte de sucesos de agujero negro y una singularidad.
Scope
Este tema cubre el equilibrio y la estabilidad de los objetos compactos, los límites de masa de Chandrasekhar y Tolman-Oppenheimer-Volkoff más allá de los cuales no existe una configuración estática, el modelo idealizado de Oppenheimer-Snyder de colapso sin presión, la aparición de superficies atrapadas y la formación de horizontes, la diferencia entre el colapso visto por observadores que caen y observadores distantes, y los entornos astrofísicos de las supernovas y la formación de agujeros negros de masa estelar.
Core questions
- ¿Qué determina si una estrella en colapso se convierte en una estrella de neutrones o en un agujero negro?
- ¿Cómo se ve el colapso de manera diferente para un observador que cae y para uno distante?
- ¿Qué límites de masa restringen la existencia de objetos compactos estables?
Key concepts
- Límite de Chandrasekhar
- Límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff
- Presión de degeneración
- Formación de superficie atrapada
- Congelación aparente en el horizonte
- Colapso del núcleo de supernova
Key theories
- Colapso de Oppenheimer-Snyder
- El colapso idealizado de una esfera uniforme sin presión muestra que la superficie cruza su radio de Schwarzschild en un tiempo propio finito, formando un horizonte de sucesos, mientras que un observador distante ve que el colapso parece congelarse y enrojecerse en el horizonte.
- Límites de masa para objetos compactos
- La presión de degeneración puede soportar una enana blanca solo hasta el límite de Chandrasekhar y una estrella de neutrones solo hasta el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff; más allá de estos, no existe un equilibrio estático y el colapso a un agujero negro es inevitable.
Clinical relevance
El colapso gravitacional es el motor detrás de las supernovas de colapso de núcleo, la formación de estrellas de neutrones y agujeros negros de masa estelar, y las fusiones de objetos compactos detectadas como ondas gravitacionales; los límites de masa que establece se utilizan para interpretar las masas inferidas para las estrellas de neutrones y los agujeros negros observados.
History
Chandrasekhar encontró el límite de masa de las enanas blancas en 1931; en 1939, Oppenheimer y Volkoff derivaron el límite de las estrellas de neutrones, y Oppenheimer y Snyder publicaron el primer modelo relativista de colapso continuo a un agujero negro, resultados que fueron en gran parte dejados de lado hasta que el renacimiento de la relatividad general en la década de 1960 los revivió.
Key figures
- J. Robert Oppenheimer
- Hartland Snyder
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- Richard Tolman
Related topics
Seminal works
- oppenheimer1939
- shapiroteukolsky1983
Frequently asked questions
- ¿Por qué un observador distante nunca ve la estrella cruzar el horizonte?
- La luz de la superficie en colapso se desplaza al rojo y se retrasa cada vez más a medida que asciende cerca del horizonte, por lo que un observador lejano ve la superficie ralentizarse y desvanecerse, pareciendo congelarse, aunque la superficie misma cruza el horizonte en un tiempo propio finito.
- ¿Toda estrella masiva termina como un agujero negro?
- No. El resultado depende de la masa remanente: los núcleos más ligeros forman enanas blancas, los intermedios forman estrellas de neutrones, y solo los núcleos que exceden el límite de masa de las estrellas de neutrones colapsan en agujeros negros, con la pérdida de masa durante la vida de la estrella influyendo fuertemente en el resultado.