Glavna komponenta binarne pomračenja ima apsolutnu vizuelnu veličinu; bolometrijska korekcija koja odgovara njegovom spektru je oko , tako da: Sunce emituje više energije od Sunca, 2,5121484 = 860 000 puta, ali je njegova masa 19 puta veća od Sunčeve i stoga emituje 45 000 puta više energije po 1 g materije nego Sunce. Sunce proizvodi zračenje po 1 g mase. Na isti način nalazimo da komponenta B vizuelne dvostruke zvijezde Kruger 60 emituje 80 puta manje materije po 1 g od Sunca, tj. Specifično zračenje Sirijusa B, bijelog patuljka, još je niže: . U međuvremenu, prosječna temperatura T zvijezde mijenja se neuporedivo manje za iste zvijezde (osim, možda, za bijelog patuljka) (vidi str. 196). Teško je unaprijed pretpostaviti da je u sva tri slučaja mehanizam stvaranja energije isti, ali ako je isti, onda je, očito, vrlo osjetljiv na promjene fizičkih uslova unutar zvijezde, posebno temperature. Od različitih mogućih tipova stvaranja energije u zvijezdama, značajna su sljedeća dva:
a) gravitaciona kompresija,
b) termonuklearni procesi.
GRAVITACIJSKA KOMPRESIJA
Ako je razrijeđena kugla komprimirana, tada se njena potencijalna energija smanjuje (vidi. (15.8)]; ovo smanjenje ide do povećanja kinetičke energije čestica lopte, tj. do povećanja temperature kada je lopta u gasu (vidi (15.9)).
Unutrašnja toplotna energija idealnog gasa koji je dostigao temperaturu jednaka je 1 g Za celu zvezdu to će biti
Integral je jednak . Zamjenjujući ovdje umjesto izraza iz (15.9), u kojem , i dodajući izraz za potencijalnu energiju iz (15.8), lako možemo dobiti
Ukupna energija
Za jednoatomni gas i, stoga, zanemarujući pritisak zračenja zvijezde (za koji ), imat ćemo
to jest, ukupna energija je jednaka polovini potencijalne energije i njena promjena je samo polovina promjene potencijalne energije.
Politropni model, koji je prilično širok u primjeni, ima potencijalnu energiju
Ovdje je n klasa politropije (pri kojoj energija postaje pozitivna, tj. lopta ima beskonačno velike dimenzije) i za konvektivni model
i za standardni model
Brzinu promjene energije očito treba identificirati sa luminoznošću zvijezde u fazi kompresije:
Kao što se vidi iz jednakosti (17.4). promjene ukupne energije, koje u (17.8) izjednačavamo sa luminoznošću, čine samo polovinu promjene potencijalne energije zvijezde. Druga polovina ide na zagrevanje.
Ako u desnu stranu (17.9) umjesto L zamenimo sunčevu emisiju, a umjesto R masu i poluprečnik Sunca, tada ćemo imati
(17.10)
Uzimajući formalni pristup posljednjem proračunu, možemo reći da ako pretpostavimo da se Sunce skuplja, onda je sa trenutnim karakteristikama Sunca, radijus Sunca „dovoljan“ za samo godine da nadoknadi gubitak topline radijacije. U suštini, moramo reći da se pod gravitacionom kompresijom Sunce značajno menja tokom 25 miliona godina. Ali geološka istorija Zemlje nas uči da Sunce manje-više neprestano zrači Zemlju oko 3 milijarde godina i, stoga, naznačena vremenska skala od oko 20 miliona godina, takozvana Kelvin-Helmholcova vremenska skala kontrakcije, je nije pogodno za objašnjenje moderne evolucije Sunca. Sasvim je pogodan za evoluciju kondenzacijskih zvijezda kada se zagrijavaju tijekom kompresije, sve dok zagrijavanje ne postane toliko jako da termonuklearne reakcije dođu u pogon.
Gravitacijski kolaps je brzi proces kompresije materije pod uticajem sopstvene gravitacije (vidi Gravitacija). Ponekad se gravitacijski kolaps shvata kao neograničeno sabijanje materije u crnu rupu, opisano opštom teorijom relativnosti (relativistički kolaps).
Dijelovi bilo kojeg tijela doživljavaju međusobnu gravitaciju. Međutim, u većini tijela njegova veličina je nedovoljna da izazove kolaps. Za datu masu tijela, što je veće unutrašnje polje gravitacijskog privlačenja, veća je njegova gustina, odnosno manje su njegove dimenzije. Da bi gravitaciono polje postalo uočljivo, potrebno ga je sabiti do kolosalnih gustina.
Tako, na primjer, da bi došlo do gravitacijskog kolapsa Zemlje, njena gustoća mora porasti na g/cm3, odnosno trilione puta veću od nuklearne gustoće. Međutim, kako se masa povećava, povećava se i unutrašnje polje gravitacionog privlačenja i smanjuje se vrijednost gustine dovoljne za kolaps.
U takvim masivnim objektima kao što su zvijezde, uloga sila gravitacijske kompresije postaje odlučujuća. Te iste sile uzrokuju kompresiju oblaka plina tokom formiranja zvijezda i galaksija. Takva kompresija ima karakter neobičnog pada čestica plina prema centru zvijezde ili galaksije koja se formira. U tom smislu govore o gravitacionom kolapsu protozvezda i protogalaksija.
Postojanje zvijezda povezano je sa međusobnom privlačnošću njihovih atoma, ali kod običnih zvijezda ova privlačnost je uravnotežena unutarnjim pritiskom materije, što osigurava njihovu stabilnost. Pri visokim temperaturama i gustoćama karakterističnim za unutrašnjost zvijezda, atomi materije se joniziraju, a pritisak materije je određen kretanjem slobodnih elektrona i jona. U glavnim, najdužim fazama evolucije zvijezda, takvo kretanje je toplinsko. Podržava ga oslobađanje energije tokom reakcija termonuklearne fuzije (vidi Zvijezde). Međutim, opskrba zvijezdama termonuklearnim gorivom je ograničena i konačna sudbina zvijezda određena je mogućnošću balansiranja sila gravitacijske kompresije i pritiska rashladne tvari zvijezde koja je iscrpila cjelokupni zalih toplinske energije. Takvi ravnotežni uslovi se ostvaruju u bijelom patuljku ili u degeneriranim jezgrama zvijezda s masom manjom od 5-10 solarnih masa, gdje se gravitacijskoj kompresiji suprotstavlja pritisak elektrona. Ali u bijelom patuljku ili degeneriranoj jezgri zvijezde s većom masom, gustoća elektrona postaje toliko visoka da se čini da su utisnuti u jezgro i, u interakciji s nuklearnom materijom, pretvaraju se u neutrine. Ovo hvatanje elektrona jezgrama dovodi do smanjenja pritiska elektrona koji se suprotstavlja gravitacionoj kompresiji i dolazi do gravitacionog kolapsa.
Gravitacijski kolaps u bijelom patuljku ili degeneriranom zvjezdanom jezgru praćen je daljnjim hvatanjem elektrona od strane jezgara i intenzivnim neutrinskim zračenjem, koje odnosi gotovo svu energiju gravitacijske kompresije. Pritisak elektrona postaje sve manji, pa kompresija predstavlja slobodan pad materije prema centru zvijezde. U konačnici, kolapsirajuća supstanca se sastoji samo od neutrona. Rezultirajući pritisak neutronske materije može uravnotežiti sile gravitacijske kompresije, a gravitacijski kolaps će se završiti formiranjem neutronske zvijezde. Neutrinsko zračenje tokom kolapsa u neutronsku zvezdu može da obezbedi efikasan prenos energije do spoljnih slojeva zvezde koja kolabira, dovoljan za njihovo oslobađanje sa visokom kinetičkom energijom; U ovom slučaju se opaža eksplozija supernove.
Međutim, gravitacijski kolaps masivnih zvijezda čija masa prelazi 5-10 solarnih masa ne završava se na stadiju neutronske zvijezde. Kako se masa neutronske zvijezde povećava, gustina njene materije se povećava i odbijanje neutrona više ne može pružiti učinkovit otpor gravitacijskoj kompresiji. Kolaps se pretvara u relativistički gravitacijski kolaps i nastaje crna rupa. Prisustvo maksimalne mase stabilnog bijelog patuljka i neutronske zvijezde znači da će masivne zvijezde (sa masom 10 puta većom od mase Sunca) neizbježno okončati svoje postojanje u procesu relativističkog gravitacionog kolapsa.
Gravitacijski kolaps u crnu rupu je fenomen u kojem efekti opšte relativnosti postaju dominantni. Do samog kolapsa dolazi kao slobodnog pada prema centru nastale crne rupe, ali u skladu sa zakonima opšte relativnosti, dalji posmatrač će ovaj pad videti kao na sve usporenijem snimanju: za njega će se proces kolapsa nastaviti na neodređeno. Prilikom kolapsa u crnu rupu mijenjaju se geometrijska svojstva prostora i vremena. Ispostavlja se da je savijanje svjetlosnih zraka toliko snažno da nikakav signal ne može napustiti površinu tijela koje se urušava. Materija koja je otišla ispod radijusa crne rupe potpuno je izolirana od ostatka svijeta, međutim nastavljajući svojim gravitacijskim poljem utjecati na okolinu.
U međuzvjezdanom prostoru postoji mnogo oblaka koji se uglavnom sastoje od vodonika gustine od cca. 1000 at/cm 3, veličine od 10 do 100 sv. godine. Njihova struktura, a posebno gustoća, kontinuirano se mijenjaju pod utjecajem međusobnih sudara, zagrijavanja zvjezdanim zračenjem, pritiska magnetnih polja itd. Kada gustina oblaka ili njegovog dela postane tolika da gravitacija premašuje pritisak gasa, oblak počinje da se nekontrolisano skuplja – urušava se. Male početne nehomogenosti gustine postaju jače tokom procesa kolapsa; Kao rezultat, oblak se fragmentira, tj. raspada na dijelove od kojih svaki nastavlja da se skuplja.
Općenito govoreći, kada je plin komprimiran, njegova temperatura i tlak se povećavaju, što može spriječiti daljnju kompresiju. Ali dok je oblak providan za infracrveno zračenje, lako se hladi i kompresija ne prestaje. Međutim, kako se gustoća pojedinih fragmenata povećava, njihovo hlađenje postaje teže i sve veći pritisak zaustavlja kolaps – tako nastaje zvijezda, a cijeli skup fragmenata oblaka koji su se pretvorili u zvijezde formira zvjezdano jato.
Kolaps oblaka u zvezdu ili zvezdano jato traje oko milion godina - relativno brzo na kosmičkim razmerama. Nakon toga, termonuklearne reakcije koje se odvijaju u utrobi zvijezde održavaju temperaturu i tlak, što sprječava kompresiju. Tokom ovih reakcija, laki hemijski elementi se pretvaraju u teže, oslobađajući ogromnu energiju (slično onome što se dešava kada eksplodira hidrogenska bomba). Oslobođena energija napušta zvijezdu u obliku zračenja. Masivne zvezde emituju veoma intenzivno zračenje i sagorevaju svoje "gorivo" za samo nekoliko desetina miliona godina. Zvijezde male mase imaju dovoljno goriva da izdrže mnogo milijardi godina sporog gorenja. Prije ili kasnije, svaka zvijezda ostane bez goriva, termonuklearne reakcije u jezgru prestaju i, lišena izvora topline, ona ostaje na milost i nemilost vlastitoj gravitaciji, neumoljivo vodeći zvijezdu u smrt.
Kolaps zvijezda male mase.
Ako, nakon gubitka omotača, ostatak zvijezde ima masu manju od 1,2 solarne, onda njen gravitacijski kolaps ne ide predaleko: čak i zvijezda koja se skuplja bez izvora topline dobiva novu sposobnost da se odupre gravitaciji. Pri velikoj gustoći materije, elektroni počinju da se intenzivno odbijaju; to nije zbog njihovog električnog naboja, već zbog njihovih kvantnomehaničkih svojstava. Rezultirajući pritisak ovisi samo o gustoći tvari i ne ovisi o njenoj temperaturi. Fizičari ovo svojstvo elektrona nazivaju degeneracijom. U zvijezdama male mase, pritisak degenerirane materije može odoljeti gravitaciji. Kontrakcija zvijezde prestaje kada postane približno veličine Zemlje. Takve zvijezde nazivaju se bijelim patuljcima jer slabo sijaju, ali odmah nakon kompresije imaju prilično vruću (bijelu) površinu. Međutim, temperatura bijelog patuljka postupno se smanjuje, a nakon nekoliko milijardi godina takvu zvijezdu je već teško primijetiti: postaje hladno, nevidljivo tijelo.
Kolaps masivnih zvijezda.
Ako je masa zvijezde veća od 1,2 solarne, tada pritisak degeneriranih elektrona nije u stanju odoljeti gravitaciji i zvijezda ne može postati bijeli patuljak. Njegov nekontrolisani kolaps se nastavlja sve dok supstanca ne dostigne gustinu uporedivu sa gustinom atomskih jezgara (približno 3H 10 14 g/cm 3). U ovom slučaju, većina materije se pretvara u neutrone, koji, poput elektrona u bijelom patuljku, postaju degenerirani. Pritisak degenerisane neutronske materije može zaustaviti kontrakciju zvezde ako njena masa ne prelazi približno 2 solarne mase. Rezultirajuća neutronska zvijezda ima prečnik od samo ca. 20 km. Kada naglo stezanje neutronske zvijezde iznenada prestane, sva kinetička energija pretvara se u toplinu i temperatura raste na stotine milijardi kelvina. Kao rezultat toga, dolazi do džinovske baklje zvijezde, njeni vanjski slojevi se izbacuju velikom brzinom, a sjaj se povećava nekoliko milijardi puta. Astronomi ovo zovu "eksplozija supernove". Nakon otprilike godinu dana, sjaj produkata eksplozije se smanjuje, izbačeni plin se postepeno hladi, miješa se s međuzvjezdanim plinom i u narednim epohama postaje dio zvijezda novih generacija. Neutronska zvijezda koja je nastala tokom kolapsa brzo se rotira u prvim milionima godina i posmatra se kao promjenljivi emiter - pulsar.
Ako masa zvijezde u kolapsu znatno premašuje 2 solarna, tada se kompresija ne zaustavlja na stadiju neutronske zvijezde, već se nastavlja sve dok se njen polumjer ne smanji na nekoliko kilometara. Tada se gravitaciona sila na površini povećava toliko da čak ni zrak svjetlosti ne može napustiti zvijezdu. Zvijezda koja je kolabirala do te mjere naziva se crna rupa. Takav astronomski objekat može se proučavati samo teoretski, koristeći Ajnštajnovu opštu teoriju relativnosti. Proračuni pokazuju da se kompresija nevidljive crne rupe nastavlja sve dok materija ne dostigne beskonačno visoku gustinu.
GRAVITACIJSKI KOLAPS
brzo sabijanje i raspad međuzvjezdanog oblaka ili zvijezde pod utjecajem vlastite gravitacije. Gravitacijski kolaps je vrlo važan astrofizički fenomen; uključen je kako u formiranje zvijezda, zvjezdanih jata i galaksija, tako iu smrt nekih od njih. U međuzvjezdanom prostoru postoji mnogo oblaka koji se uglavnom sastoje od vodonika gustine od cca. 1000 at/cm3, veličine od 10 do 100 St. godine. Njihova struktura, a posebno gustoća, kontinuirano se mijenjaju pod utjecajem međusobnih sudara, zagrijavanja zvjezdanim zračenjem, pritiska magnetnih polja itd. Kada gustina oblaka ili njegovog dela postane tolika da gravitacija premašuje pritisak gasa, oblak počinje da se nekontrolisano skuplja – urušava se. Male početne nehomogenosti gustine postaju jače tokom procesa kolapsa; Kao rezultat, oblak se fragmentira, tj. raspada na dijelove od kojih svaki nastavlja da se skuplja. Općenito govoreći, kada je plin komprimiran, njegova temperatura i tlak se povećavaju, što može spriječiti daljnju kompresiju. Ali dok je oblak providan za infracrveno zračenje, lako se hladi i kompresija ne prestaje. Međutim, kako se gustoća pojedinih fragmenata povećava, njihovo hlađenje postaje teže i sve veći pritisak zaustavlja kolaps – tako nastaje zvijezda, a cijeli skup fragmenata oblaka koji su se pretvorili u zvijezde formira zvjezdano jato. Kolaps oblaka u zvezdu ili zvezdano jato traje oko milion godina - relativno brzo u kosmičkim razmerama. Nakon toga, termonuklearne reakcije koje se odvijaju u utrobi zvijezde održavaju temperaturu i tlak, što sprječava kompresiju. Tokom ovih reakcija, laki hemijski elementi se pretvaraju u teže, oslobađajući ogromnu energiju (slično onome što se dešava kada eksplodira hidrogenska bomba). Oslobođena energija napušta zvijezdu u obliku zračenja. Masivne zvezde emituju veoma intenzivno zračenje i sagorevaju svoje "gorivo" za samo nekoliko desetina miliona godina. Zvijezde male mase imaju dovoljno goriva da izdrže mnogo milijardi godina sporog gorenja. Prije ili kasnije, svaka zvijezda ostane bez goriva, termonuklearne reakcije u jezgru prestaju i, lišena izvora topline, ona ostaje na milost i nemilost vlastitoj gravitaciji, neumoljivo vodeći zvijezdu u smrt.
Kolaps zvijezda male mase. Ako, nakon gubitka omotača, ostatak zvijezde ima masu manju od 1,2 solarne, onda njen gravitacijski kolaps ne ide predaleko: čak i zvijezda koja se skuplja bez izvora topline dobiva novu sposobnost da se odupre gravitaciji. Pri velikoj gustoći materije, elektroni počinju da se intenzivno odbijaju; to nije zbog njihovog električnog naboja, već zbog njihovih kvantnomehaničkih svojstava. Rezultirajući pritisak ovisi samo o gustoći tvari i ne ovisi o njenoj temperaturi. Fizičari ovo svojstvo elektrona nazivaju degeneracijom. U zvijezdama male mase, pritisak degenerirane materije može odoljeti gravitaciji. Kontrakcija zvijezde prestaje kada postane približno veličine Zemlje. Takve zvijezde nazivaju se bijelim patuljcima jer slabo sijaju, ali odmah nakon kompresije imaju prilično vruću (bijelu) površinu. Međutim, temperatura bijelog patuljka postupno se smanjuje, a nakon nekoliko milijardi godina takvu zvijezdu je već teško primijetiti: postaje hladno, nevidljivo tijelo.
Kolaps masivnih zvijezda. Ako je masa zvijezde veća od 1,2 solarne, tada pritisak degeneriranih elektrona nije u stanju odoljeti gravitaciji i zvijezda ne može postati bijeli patuljak. Njegov nekontrolisani kolaps se nastavlja sve dok supstanca ne dostigne gustinu uporedivu sa gustinom atomskih jezgara (približno 3 * 10 14 g/cm3). U ovom slučaju, većina materije se pretvara u neutrone, koji, poput elektrona u bijelom patuljku, postaju degenerirani. Pritisak degenerisane neutronske materije može zaustaviti kontrakciju zvezde ako njena masa ne prelazi približno 2 solarne mase. Rezultirajuća neutronska zvijezda ima prečnik od samo ca. 20 km. Kada naglo stezanje neutronske zvijezde iznenada prestane, sva kinetička energija pretvara se u toplinu i temperatura raste na stotine milijardi kelvina. Kao rezultat toga, dolazi do džinovske baklje zvijezde, njeni vanjski slojevi se izbacuju velikom brzinom, a sjaj se povećava nekoliko milijardi puta. Astronomi ovo zovu "eksplozija supernove". Nakon otprilike godinu dana, sjaj produkata eksplozije se smanjuje, izbačeni plin se postepeno hladi, miješa se s međuzvjezdanim plinom i u narednim epohama postaje dio zvijezda novih generacija. Neutronska zvijezda koja je nastala tokom kolapsa brzo se rotira u prvim milionima godina i posmatra se kao promjenljivi emiter - pulsar. Ako masa zvijezde u kolapsu znatno premašuje 2 solarna, tada se kompresija ne zaustavlja na stadiju neutronske zvijezde, već se nastavlja sve dok se njen polumjer ne smanji na nekoliko kilometara. Tada se gravitaciona sila na površini povećava toliko da čak ni zrak svjetlosti ne može napustiti zvijezdu. Zvijezda koja je kolabirala do te mjere naziva se crna rupa. Takav astronomski objekat može se proučavati samo teoretski, koristeći Ajnštajnovu opštu teoriju relativnosti. Proračuni pokazuju da se kompresija nevidljive crne rupe nastavlja sve dok materija ne dostigne beskonačno visoku gustinu.
vidi takođe PULSAR; CRNA RUPA .
LITERATURA
Shklovsky I.S., Zvijezde: njihovo rođenje, život i smrt. M., 1984
Collier's Encyclopedia. - Otvoreno društvo. 2000 .
Pogledajte šta je "GRAVITACIJSKI KOLAPS" u drugim rječnicima:
Proces je hidrodinamički. kompresija tela pod sopstvenim uticajem. sile gravitacije. Ovaj proces u prirodi moguć je samo u prilično masivnim tijelima, posebno zvijezdama. Neophodan uslov za G.K. smanjenje elastičnosti u VA unutar zvezde, do roja dovodi do ... ... Fizička enciklopedija
Katastrofalno brzo sabijanje masivnih tijela pod utjecajem gravitacijskih sila. Gravitacijski kolaps može okončati evoluciju zvijezda čija je masa veća od dvije solarne mase. Nakon iscrpljivanja nuklearnog goriva u takvim zvijezdama, one gube svoj ... ... enciklopedijski rječnik
Model mehanizma gravitacionog kolapsa Gravitacijski kolaps je katastrofalno brzo sabijanje masivnih tijela pod utjecajem gravitacijskih sila. Gravitacija prema... Wikipediji
Katastrofalno brzo sabijanje masivnih tijela pod utjecajem gravitacijskih sila. Evolucija zvijezda čija je masa veća od dvije solarne mase može se završiti gravitacijskim kolapsom. Nakon iscrpljivanja nuklearnog goriva u takvim zvijezdama, one gube svoj ... ... Astronomski rječnik
Gravitacijski kolaps- (od gravitacije i lat. collapsus fallen) (u astrofizici, astronomiji) katastrofalno brza kompresija zvijezde u posljednjim fazama evolucije pod utjecajem vlastitih gravitacijskih sila, koja premašuje slabljenje sila pritiska zagrijanog plina (materije).. ... Počeci moderne prirodne nauke
Pogledajte Gravitacijski kolaps... Velika sovjetska enciklopedija
Katastrofalno brzo sabijanje masivnih tijela pod utjecajem gravitacije. snagu GK može završiti evoluciju zvijezda s masom sv. dve solarne mase. Nakon iscrpljivanja nuklearnog goriva u takvim zvijezdama, one gube svoja mehanička svojstva. održivost i... Prirodna nauka. enciklopedijski rječnik
Pogledajte Gravitacijski kolaps... Veliki enciklopedijski rječnik
Vidi gravitacijski kolaps. * * * KOLAPS GRAVITACIJSKI KOLAPS GRAVITACIJSKI, vidi gravitacijski kolaps (vidi GRAVITACIJSKI KOLAPS) ... enciklopedijski rječnik
Knjige
- Ajnštajnova vizija. , Wheeler J.A. , Knjiga izvanrednog američkog fizičara D. A. Wheelera posvećena je elementarnom prikazu geometrodinamike - oličenje Einsteinovog sna "da se sva fizika svede na geometriju". Autor počinje sa... Kategorija: Matematika i prirodne nauke Serija: Izdavač:
Brzi proces kompresije materije pod utjecajem vlastite privlačnosti naziva se (vidi Gravitacija). Ponekad se gravitacijski kolaps shvata kao neograničeno sabijanje materije u crnu rupu, opisano opštom teorijom relativnosti (relativistički kolaps).
Dijelovi bilo kojeg tijela doživljavaju međusobnu gravitaciju. Međutim, u većini tijela njegova veličina je nedovoljna da izazove kolaps. Za datu masu tela, što je veće unutrašnje polje gravitacionog proširenja, veća je i njegova gustina, tj. što je manja njegova veličina. Da bi gravitaciono polje postalo uočljivo, potrebno ga je sabiti do kolosalnih gustina. Tako, na primjer, da bi došlo do gravitacionog kolapsa Zemlje, njena gustina se mora povećati na 10 27 g/cm 3, tj. bilijunima puta veća od nuklearne gustine. Međutim, kako se masa povećava, povećava se i unutrašnje polje gravitacionog privlačenja i smanjuje se vrijednost gustine dovoljne za kolaps.
U takvim masivnim objektima kao što su zvijezde, uloga sila gravitacijske kompresije postaje odlučujuća. Te iste sile uzrokuju kompresiju oblaka plina tokom formiranja zvijezda i galaksija. Takva kompresija ima karakter neobičnog pada čestica plina prema centru zvijezde ili galaksije koja se formira. U tom smislu govore o gravitacionom kolapsu protozvezda i protogalaksija.
Postojanje zvijezda povezano je sa međusobnom privlačnošću njihovih atoma, ali kod običnih zvijezda ova privlačnost je uravnotežena unutarnjim pritiskom materije, što osigurava njihovu stabilnost. Pri visokim temperaturama i gustoćama karakterističnim za unutrašnjost zvijezda, atomi materije se joniziraju, a pritisak materije je određen kretanjem slobodnih elektrona i jona. U glavnim, najdužim fazama evolucije zvijezda, takvo kretanje je toplinsko. Podržava ga oslobađanje energije tokom reakcija termonuklearne fuzije (vidi Zvijezde). Međutim, opskrba zvijezdama termonuklearnim gorivom je ograničena i konačna sudbina zvijezda određena je mogućnošću balansiranja sila gravitacijske kompresije i pritiska rashladne tvari zvijezde koja je iscrpila cjelokupni zalih toplinske energije. Takvi ravnotežni uslovi se ostvaruju u bijelom patuljku ili u degeneriranim jezgrama zvijezda s masom manjom od 5-10 solarnih masa, gdje se gravitacijskoj kompresiji suprotstavlja pritisak elektrona. Ali u bijelom patuljku ili degeneriranoj jezgri zvijezde s većom masom, gustoća elektrona postaje toliko visoka da se čini da su utisnuti u jezgro i, u interakciji s nuklearnom materijom, pretvaraju se u neutrine. Ovo hvatanje elektrona jezgrama dovodi do smanjenja pritiska elektrona koji se suprotstavlja gravitacionoj kompresiji i dolazi do gravitacionog kolapsa.
Gravitacijski kolaps u bijelom patuljku ili degeneriranom zvjezdanom jezgru praćen je daljnjim hvatanjem elektrona od strane jezgara i intenzivnim neutrinskim zračenjem, koje odnosi gotovo svu energiju gravitacijske kompresije. Pritisak elektrona postaje sve manji, pa kompresija predstavlja slobodan pad materije prema centru zvijezde. U konačnici, kolapsirajuća supstanca se sastoji samo od neutrona. Rezultirajući pritisak neutronske materije može uravnotežiti sile gravitacijske kompresije, a gravitacijski kolaps će se završiti formiranjem neutronske zvijezde. Neutrinsko zračenje tokom kolapsa u neutronsku zvezdu može da obezbedi efikasan prenos energije do spoljnih slojeva zvezde koja kolabira, dovoljan za njihovo oslobađanje sa visokom kinetičkom energijom; U ovom slučaju se opaža eksplozija supernove.
Međutim, gravitacijski kolaps masivnih zvijezda čija masa prelazi 5-10 solarnih masa ne završava se na stadiju neutronske zvijezde. Kako se masa neutronske zvijezde povećava, gustina njene materije se povećava i odbijanje neutrona više ne može pružiti učinkovit otpor gravitacijskoj kompresiji. Kolaps se pretvara u relativistički gravitacijski kolaps i nastaje crna rupa. Prisustvo maksimalne mase stabilnog bijelog patuljka i neutronske zvijezde znači da će masivne zvijezde (sa masom 10 puta većom od mase Sunca) neizbježno okončati svoje postojanje u procesu relativističkog gravitacionog kolapsa.
Gravitacijski kolaps u crnu rupu je fenomen u kojem efekti opšte relativnosti postaju dominantni. Do samog kolapsa dolazi kao slobodnog pada prema centru nastale crne rupe, ali u skladu sa zakonima opšte relativnosti, dalji posmatrač će ovaj pad videti kao na sve usporenijem snimanju: za njega će se proces kolapsa nastaviti na neodređeno. Prilikom kolapsa u crnu rupu mijenjaju se geometrijska svojstva prostora i vremena. Ispostavlja se da je savijanje svjetlosnih zraka toliko snažno da nikakav signal ne može napustiti površinu tijela koje se urušava. Materija koja je otišla ispod radijusa crne rupe potpuno je izolirana od ostatka svijeta, međutim nastavljajući svojim gravitacijskim poljem utjecati na okolinu.
