Colapso relativista de polvo en simetría esférica

Abstract

The life of a star consists of a long phase in which the star is burning its fuel in the nucleus and resisting the collapse under its own force of gravity by means of the thermal and radiation pressure. When the fuel runs out, the star cools, the pressure is reduced and the star shrinks. Thus compact objects such as white dwarfs, neutron stars and black holes represent the last state in stellar evolution. In white dwarfs and neutron stars, the usual atomic structures have been destroyed by the action of gravitational forces so intense. The star does not completely collapse due to the pressure of degeneration, of which Pauli's exclusion principle speaks: there can not be two fermions with all their identical quantum numbers (that is, in the same individual particle quantum state); This quantum property of matter provides additional pressure which can generally compensate for the force of gravity. In white dwarfs, atoms are kept apart by the degeneracy pressure of the electrons. In neutron stars-which have even greater gravitational forces-electrons have fused with protons to produce neutrons, which have a higher degeneracy pressure. Thus, in forming a black hole the force of gravity must be large enough to overcome these processes of degeneration.

La vida de una estrella consiste de una larga fase en la cual la estrella está quemando su combustible en el núcleo y resistiendo el colapso bajo su propia fuerza de gravedad por medio de la presión térmica y de radiación. Cuando el combustible se agota, la estrella se enfría, la presión se reduce y la estrella se contrae. Así se forman los objetos compactos como enanas blancas, estrellas de neutrones y hoyos negros que representan el último estado en la evolución estelar. En las enanas blancas y en las estrellas de neutrones, las estructuras atómicas usuales han sido destruidas por la acción de las fuerzas gravitacionales tan intensas. La estrella no se colapsa totalmente debido a la presión de degeneración, de la que nos habla el principio de exclusión de Pauli: no puede haber dos fermiones con todos sus números cuánticos idénticos (esto es, en el mismo estado cuántico de partícula individual); esta propiedad cuántica de la materia provee una presión adicional que generalmente puede compensar a la fuerza de gravedad. En las enanas blancas, los átomos se mantienen apartados por la presión de degeneración de los electrones. En las estrellas de neutrones—que presentan fuerzas gravitacionales aún mayores— los electrones se han fusionado con los protones para producir neutrones, que tienen una presión de degeneración mayor. Así pues, al formarse un hoyo negro la fuerza de gravedad tiene que ser suficientemente grande para vencer estos procesos de degeneración.