Componenta principală a unui binar de eclipsare are o magnitudine vizuală absolută; corecția bolometrică corespunzătoare spectrului său este de aproximativ , astfel încât: Soarele emite mai multă energie decât Soarele, 2,5121484 = 860.000 de ori, dar masa sa este de 19 ori mai mare decât cea a Soarelui și, prin urmare, emite de 45.000 de ori mai mult pe 1 g de materie decât Soarele. Soarele produce radiații la 1 g de masă. În același mod, aflăm că componenta B a stelei duble vizuale Kruger 60 emite de 80 de ori mai puțină materie la 1 g decât Soarele, adică pentru aceasta. Radiația specifică a lui Sirius B, o pitică albă, este și mai mică: . Între timp, temperatura medie T a unei stele se modifică incomparabil mai puțin pentru aceleași stele (cu excepția, poate, pentru o pitică albă) (vezi p. 196). Este greu de presupus în prealabil că în toate cele trei cazuri mecanismul de generare a energiei este același, dar dacă este același, atunci, evident, este foarte sensibil la modificările condițiilor fizice din interiorul stelei, în special, de temperatură. Dintre diferitele tipuri posibile de generare de energie în stele, următoarele două sunt semnificative:
a) compresie gravitațională,
b) procese termonucleare.
COMPRESIA GRAVITAȚIONALĂ
Dacă o minge rarefiată este comprimată, atunci energia sa potențială scade [vezi. (15,8)]; această scădere duce la o creștere a energiei cinetice a particulelor mingii, adică la o creștere a temperaturii atunci când bila este gazoasă (vezi (15.9)).
Energia termică internă a unui gaz ideal care a atins temperatura este egală cu 1 g. Pentru întreaga stea aceasta va fi
Integrala este egală cu . Înlocuind aici în schimb expresia din (15.9), în care , și adăugând expresia pentru energia potențială din (15.8), putem obține cu ușurință
Energie totală
Pentru un gaz monoatomic și, prin urmare, neglijând presiunea de radiație a stelei (pentru care ), vom avea
adică energia totală este egală cu jumătate din energia potențială și modificarea acesteia este doar jumătate din modificarea energiei potențiale.
Modelul politropic, care este destul de larg în aplicabilitate, are energia potențială
Aici n este clasa de politropie (la care energia devine pozitivă, adică mingea are dimensiuni infinit de mari) și pentru modelul convectiv
iar pentru modelul standard
Rata de schimbare a energiei ar trebui, evident, identificată cu luminozitatea stelei în stadiul de compresie:
După cum se poate vedea din egalitate (17.4). modificările energiei totale, pe care le echivalăm în (17.8) cu luminozitatea, reprezintă doar jumătate din modificarea energiei potențiale a stelei. Cealaltă jumătate merge la încălzire.
Dacă înlocuim în partea dreaptă a lui (17.9) în loc de L emisia de raze a Soarelui și în loc de R masa și raza Soarelui, atunci vom avea
(17.10)
Având o abordare formală a ultimului calcul, putem spune că, dacă presupunem că Soarele se contractă, atunci cu caracteristicile actuale ale Soarelui, raza Soarelui este „suficientă” pentru doar ani pentru a compensa pierderea de căldură prin radiatii. În esență, trebuie să spunem că, sub compresie gravitațională, Soarele se schimbă semnificativ pe parcursul a 25 de milioane de ani. Dar istoria geologică a Pământului ne învață că Soarele iradiază mai mult sau mai puțin invariabil Pământul timp de aproximativ 3 miliarde de ani și, prin urmare, scara de timp indicată de aproximativ 20 de milioane de ani, așa-numita scară de timp de contracție Kelvin-Helmholtz, este nepotrivit pentru explicarea evoluţiei moderne a Soarelui. Este destul de potrivită pentru evoluția stelelor în condensare atunci când acestea sunt încălzite în timpul compresiei, până când încălzirea devine atât de puternică încât intră în funcțiune reacțiile termonucleare.
Colapsul gravitațional este procesul rapid de comprimare a materiei sub influența propriei gravitații (vezi Gravitația). Uneori, colapsul gravitațional este înțeles ca compresia nelimitată a materiei într-o gaură neagră, descrisă de teoria generală a relativității (colapsul relativistic).
Părți ale oricărui corp experimentează atracție gravitațională reciprocă. Cu toate acestea, în majoritatea corpurilor magnitudinea sa este insuficientă pentru a provoca colapsul. Pentru o anumită masă a unui corp, cu cât câmpul intern de atracție gravitațională este mai mare, cu atât este mai mare densitatea acestuia, adică cu atât dimensiunile sale sunt mai mici. Pentru ca câmpul gravitațional să devină vizibil, este necesar să-l comprimați la densități colosale.
Deci, de exemplu, pentru a se produce colapsul gravitațional al Pământului, densitatea acestuia trebuie să crească la g/cm3, adică trilioane de ori mai mare decât densitatea nucleară. Cu toate acestea, pe măsură ce masa crește, crește și câmpul intern de atracție gravitațională, iar valoarea densității suficientă pentru colaps scade.
În astfel de obiecte masive precum stelele, rolul forțelor de compresie gravitațională devine decisiv. Aceleași forțe provoacă compresia norilor de gaz în timpul formării stelelor și galaxiilor. O astfel de compresie are caracterul unei căderi deosebite a particulelor de gaz către centrul stelei sau galaxiei în formare. În acest sens, ei vorbesc despre colapsul gravitațional al protostelelor și protogalaxiilor.
Existența stelelor este asociată cu atracția reciprocă a atomilor lor, dar la stelele obișnuite această atracție este echilibrată de presiunea internă a materiei, care le asigură stabilitatea. La temperaturi și densități ridicate caracteristice interiorului stelelor, atomii de materie sunt ionizați, iar presiunea materiei este determinată de mișcarea electronilor și ionilor liberi. În etapele principale, cele mai lungi ale evoluției stelare, o astfel de mișcare este termică. Este susținută de eliberarea de energie în timpul reacțiilor de fuziune termonucleară (vezi Stele). Cu toate acestea, furnizarea de combustibil termonuclear în stele este limitată, iar soarta finală a stelelor este determinată de posibilitatea echilibrării forțelor de compresie gravitațională și a presiunii substanței de răcire a unei stele care și-a epuizat întreaga cantitate de energie termică. Astfel de condiții de echilibru se realizează într-o pitică albă sau în nucleele degenerate ale stelelor cu o masă mai mică de 5-10 mase solare, unde compresia gravitațională este contracarată de presiunea electronilor. Dar într-o pitică albă sau nucleu degenerat al unei stele cu o masă mai mare, densitatea electronilor devine atât de mare încât par a fi presați în miez și, interacționând cu materia nucleară, se transformă în neutrini. Această captare a electronilor de către nuclee duce la o scădere a presiunii electronilor contracarând compresia gravitațională și are loc colapsul gravitațional.
Prăbușirea gravitațională într-o pitică albă sau un nucleu stelar degenerat este însoțită de captarea în continuare a electronilor de către nuclee și de radiații intense de neutrini, care transportă aproape toată energia compresiei gravitaționale. Presiunea electronilor devine din ce în ce mai mică, astfel încât compresia reprezintă o cădere liberă a materiei spre centrul stelei. În cele din urmă, substanța care se prăbușește constă numai din neutroni. Presiunea rezultată a materiei neutronice poate echilibra forțele de compresie gravitațională, iar colapsul gravitațional se va termina cu formarea unei stele neutronice. Radiația neutrinilor în timpul colapsului într-o stea neutronică poate oferi un transfer eficient de energie către straturile exterioare ale stelei care se prăbușește, suficient pentru eliberarea lor cu energie cinetică mare; În acest caz, se observă o explozie de supernovă.
Cu toate acestea, colapsul gravitațional al stelelor masive cu mase care depășesc 5-10 mase solare nu se termină în stadiul de stele neutronice. Pe măsură ce masa unei stele neutronice crește, densitatea materiei sale crește, iar repulsia neutronilor nu mai poate oferi rezistență eficientă la compresia gravitațională. Colapsul se transformă în colaps gravitațional relativist și se formează o gaură neagră. Prezența masei maxime a unei pitice albe stabile și a unei stele neutronice înseamnă că stelele masive (cu o masă de 10 ori mai mare decât masa Soarelui) își vor încheia inevitabil existența într-un proces de colaps gravitațional relativist.
Colapsul gravitațional într-o gaură neagră este un fenomen în care efectele relativității generale devin dominante. Prăbușirea în sine are loc ca o cădere liberă spre centrul găurii negre rezultate, dar în conformitate cu legile relativității generale, un observator îndepărtat va vedea această cădere ca și cum ar fi filmat cu mișcare din ce în ce mai lentă: pentru el, procesul de colaps va continua. pe termen nelimitat. Când se prăbușește într-o gaură neagră, proprietățile geometrice ale spațiului și timpului se schimbă. Îndoirea razelor de lumină se dovedește a fi atât de puternică încât niciun semnal nu poate părăsi suprafața corpului care se prăbușește. Materia care a trecut sub raza găurii negre este complet izolată de restul lumii, continuând însă să influențeze mediul înconjurător cu câmpul său gravitațional.
În spațiul interstelar sunt mulți nori formați în principal din hidrogen cu o densitate de cca. 1000 at/cm 3, dimensiuni de la 10 la 100 sv. ani. Structura și, în special, densitatea lor se modifică continuu sub influența ciocnirilor reciproce, a încălzirii prin radiații stelare, a presiunii câmpurilor magnetice etc. Când densitatea unui nor sau a unei părți a acestuia devine atât de mare încât gravitația depășește presiunea gazului, norul începe să se micșoreze necontrolat - se prăbușește. Neomogenitățile mici ale densității inițiale devin mai puternice în timpul procesului de colaps; Ca urmare, norul se fragmentează, adică. se rup în părți, fiecare dintre ele continuă să se micșoreze.
În general, atunci când un gaz este comprimat, temperatura și presiunea acestuia cresc, ceea ce poate preveni o comprimare ulterioară. Dar, în timp ce norul este transparent la radiația infraroșie, se răcește ușor, iar compresia nu se oprește. Cu toate acestea, pe măsură ce densitatea fragmentelor individuale crește, răcirea lor devine mai dificilă, iar presiunea în creștere oprește colapsul - așa se formează o stea, iar întregul set de fragmente de nor care s-au transformat în stele formează un grup de stele.
Prăbușirea unui nor într-o stele sau un grup de stele durează aproximativ un milion de ani – relativ rapid la scară cosmică. După aceasta, reacțiile termonucleare care apar în intestinele stelei mențin temperatura și presiunea, ceea ce împiedică compresia. În timpul acestor reacții, elementele chimice ușoare sunt transformate în altele mai grele, eliberând o energie enormă (similar cu ceea ce se întâmplă atunci când o bombă cu hidrogen explodează). Energia eliberată părăsește steaua sub formă de radiație. Stele masive emit radiații foarte intense și își ard „combustibilul” în doar câteva zeci de milioane de ani. Stelele cu masă mică au suficient combustibil pentru a rezista multe miliarde de ani de ardere lentă. Mai devreme sau mai târziu, orice stea rămâne fără combustibil, reacțiile termonucleare din nucleu se opresc și, lipsită de o sursă de căldură, rămâne la cheremul propriei gravitații, ducând inexorabil steaua la moarte.
Prăbușirea stelelor de masă mică.
Dacă, după pierderea învelișului, rămășița stelei are o masă mai mică de 1,2 solar, atunci colapsul său gravitațional nu merge prea departe: chiar și o stea care se micșorează lipsită de surse de căldură dobândește o nouă capacitate de a rezista gravitației. La o densitate mare a materiei, electronii încep să se respingă intens unul pe altul; acest lucru nu se datorează încărcăturii lor electrice, ci proprietăților lor mecanice cuantice. Presiunea rezultată depinde numai de densitatea substanței și nu depinde de temperatura acesteia. Fizicienii numesc această proprietate a electronilor degenerare. În stelele cu masă mică, presiunea materiei degenerate poate rezista gravitației. Contracția unei stele se oprește atunci când devine aproximativ dimensiunea Pământului. Astfel de stele se numesc pitice albe pentru că strălucesc slab, dar imediat după comprimare au o suprafață destul de fierbinte (albă). Cu toate acestea, temperatura piticii albe scade treptat, iar după câteva miliarde de ani o astfel de stea este deja greu de observat: devine un corp rece, invizibil.
Prăbușirea stelelor masive.
Dacă masa stelei este mai mare de 1,2 solar, atunci presiunea electronilor degenerați nu este capabilă să reziste gravitației, iar steaua nu poate deveni o pitică albă. Colapsul său incontrolabil continuă până când substanța atinge o densitate comparabilă cu densitatea nucleelor atomice (aproximativ 3H 10 14 g/cm 3). În acest caz, cea mai mare parte a materiei se transformă în neutroni, care, la fel ca electronii dintr-o pitică albă, devin degenerați. Presiunea materiei neutronice degenerate poate opri contracția unei stele dacă masa acesteia nu depășește aproximativ 2 mase solare. Steaua de neutroni rezultată are un diametru de numai cca. 20 km. Când contracția rapidă a unei stele neutronice se oprește brusc, toată energia cinetică se transformă în căldură și temperatura crește la sute de miliarde de kelvin. Ca urmare, are loc o erupție gigantică a stelei, straturile sale exterioare sunt aruncate cu viteză mare, iar luminozitatea crește de câteva miliarde de ori. Astronomii numesc aceasta „explozie de supernovă”. După aproximativ un an, luminozitatea produselor de explozie scade, gazul ejectat se răcește treptat, se amestecă cu gazul interstelar, iar în epocile ulterioare devine parte a stelelor noilor generații. Steaua neutronică care a apărut în timpul colapsului se rotește rapid în primele milioane de ani și este observată ca un emițător variabil - un pulsar.
Dacă masa stelei care se prăbușește depășește semnificativ 2 solare, atunci compresia nu se oprește în stadiul stelei neutronice, ci continuă până când raza sa scade la câțiva kilometri. Apoi, forța gravitațională de pe suprafață crește atât de mult încât nici măcar o rază de lumină nu poate părăsi steaua. O stea care s-a prăbușit într-o asemenea măsură se numește gaură neagră. Un astfel de obiect astronomic poate fi studiat doar teoretic, folosind teoria generală a relativității a lui Einstein. Calculele arată că comprimarea găurii negre invizibile continuă până când materia atinge o densitate infinit de mare.
PRIBERE GRAVITAȚIONALĂ
compresia și dezintegrarea rapidă a unui nor sau stele interstelare sub influența propriei gravitații. Colapsul gravitațional este un fenomen astrofizic foarte important; este implicată atât în formarea stelelor, a clusterelor de stele și a galaxiilor, cât și în moartea unora dintre ele. În spațiul interstelar sunt mulți nori formați în principal din hidrogen cu o densitate de cca. 1000 at/cm3, dimensiuni de la 10 la 100 St. ani. Structura și, în special, densitatea lor se modifică continuu sub influența ciocnirilor reciproce, a încălzirii prin radiații stelare, a presiunii câmpurilor magnetice etc. Când densitatea unui nor sau a unei părți a acestuia devine atât de mare încât gravitația depășește presiunea gazului, norul începe să se micșoreze necontrolat - se prăbușește. Neomogenitățile mici ale densității inițiale devin mai puternice în timpul procesului de colaps; Ca urmare, norul se fragmentează, adică. se rup în părți, fiecare dintre ele continuă să se micșoreze. În general, atunci când un gaz este comprimat, temperatura și presiunea acestuia cresc, ceea ce poate preveni o comprimare ulterioară. Dar, în timp ce norul este transparent la radiația infraroșie, se răcește ușor, iar compresia nu se oprește. Cu toate acestea, pe măsură ce densitatea fragmentelor individuale crește, răcirea lor devine mai dificilă, iar presiunea în creștere oprește colapsul - așa se formează o stea, iar întregul set de fragmente de nor care s-au transformat în stele formează un grup de stele. Prăbușirea unui nor într-o stea sau un grup de stele durează aproximativ un milion de ani - relativ rapid la scară cosmică. După aceasta, reacțiile termonucleare care apar în intestinele stelei mențin temperatura și presiunea, ceea ce împiedică compresia. În timpul acestor reacții, elementele chimice ușoare sunt transformate în altele mai grele, eliberând o energie enormă (similar cu ceea ce se întâmplă atunci când o bombă cu hidrogen explodează). Energia eliberată părăsește steaua sub formă de radiație. Stele masive emit radiații foarte intense și își ard „combustibilul” în doar câteva zeci de milioane de ani. Stelele cu masă mică au suficient combustibil pentru a rezista multe miliarde de ani de ardere lentă. Mai devreme sau mai târziu, orice stea rămâne fără combustibil, reacțiile termonucleare din nucleu se opresc și, lipsită de o sursă de căldură, rămâne la cheremul propriei gravitații, ducând inexorabil steaua la moarte.
Prăbușirea stelelor de masă mică. Dacă, după pierderea învelișului, rămășița stelei are o masă mai mică de 1,2 solar, atunci colapsul său gravitațional nu merge prea departe: chiar și o stea care se micșorează lipsită de surse de căldură dobândește o nouă capacitate de a rezista gravitației. La o densitate mare a materiei, electronii încep să se respingă intens unul pe altul; acest lucru nu se datorează încărcăturii lor electrice, ci proprietăților lor mecanice cuantice. Presiunea rezultată depinde numai de densitatea substanței și nu depinde de temperatura acesteia. Fizicienii numesc această proprietate a electronilor degenerare. În stelele cu masă mică, presiunea materiei degenerate poate rezista gravitației. Contracția unei stele se oprește atunci când devine aproximativ dimensiunea Pământului. Astfel de stele se numesc pitice albe pentru că strălucesc slab, dar imediat după comprimare au o suprafață destul de fierbinte (albă). Cu toate acestea, temperatura piticii albe scade treptat, iar după câteva miliarde de ani o astfel de stea este deja greu de observat: devine un corp rece, invizibil.
Prăbușirea stelelor masive. Dacă masa stelei este mai mare de 1,2 solar, atunci presiunea electronilor degenerați nu este capabilă să reziste gravitației, iar steaua nu poate deveni o pitică albă. Colapsul său incontrolabil continuă până când substanța atinge o densitate comparabilă cu densitatea nucleelor atomice (aproximativ 3 * 10 14 g/cm3). În acest caz, cea mai mare parte a materiei se transformă în neutroni, care, la fel ca electronii dintr-o pitică albă, devin degenerați. Presiunea materiei neutronice degenerate poate opri contracția unei stele dacă masa acesteia nu depășește aproximativ 2 mase solare. Steaua de neutroni rezultată are un diametru de numai cca. 20 km. Când contracția rapidă a unei stele neutronice se oprește brusc, toată energia cinetică se transformă în căldură și temperatura crește la sute de miliarde de kelvin. Ca urmare, are loc o erupție gigantică a stelei, straturile sale exterioare sunt aruncate cu viteză mare, iar luminozitatea crește de câteva miliarde de ori. Astronomii numesc aceasta „explozie de supernovă”. După aproximativ un an, luminozitatea produselor de explozie scade, gazul ejectat se răcește treptat, se amestecă cu gazul interstelar, iar în epocile ulterioare devine parte a stelelor noilor generații. Steaua neutronică care a apărut în timpul colapsului se rotește rapid în primele milioane de ani și este observată ca un emițător variabil - un pulsar. Dacă masa stelei care se prăbușește depășește semnificativ 2 solare, atunci compresia nu se oprește în stadiul stelei neutronice, ci continuă până când raza sa scade la câțiva kilometri. Apoi, forța gravitațională de pe suprafață crește atât de mult încât nici măcar o rază de lumină nu poate părăsi steaua. O stea care s-a prăbușit într-o asemenea măsură se numește gaură neagră. Un astfel de obiect astronomic poate fi studiat doar teoretic, folosind teoria generală a relativității a lui Einstein. Calculele arată că comprimarea găurii negre invizibile continuă până când materia atinge o densitate infinit de mare.
Vezi si PULSAR; GAURĂ NEAGRĂ .
LITERATURĂ
Shklovsky I.S., Stele: nașterea, viața și moartea lor. M., 1984
Enciclopedia lui Collier. - Societate deschisă. 2000 .
Vedeți ce este „Prăbușirea gravitațională” în alte dicționare:
Procesul este hidrodinamic. comprimarea corpului sub influența propriei sale. forțe de gravitație. Acest proces în natură este posibil numai în corpuri destul de masive, în special în stele. O condiție necesară pentru G.K. o scădere a elasticității în VA în interiorul unei stele, la un roi duce la ... ... Enciclopedie fizică
Comprimarea catastrofal de rapidă a corpurilor masive sub influența forțelor gravitaționale. Colapsul gravitațional poate pune capăt evoluției stelelor cu o masă care depășește două mase solare. După epuizarea combustibilului nuclear în astfel de stele, își pierd... ... Dicţionar enciclopedic
Modelul mecanismului colapsului gravitațional Colapsul gravitațional este o comprimare catastrofal de rapidă a corpurilor masive sub influența forțelor gravitaționale. Gravitațional pentru... Wikipedia
Comprimarea catastrofal de rapidă a corpurilor masive sub influența forțelor gravitaționale. Evoluția stelelor cu o masă care depășește două mase solare se poate termina cu colaps gravitațional. După epuizarea combustibilului nuclear în astfel de stele, își pierd... ... Dicţionar astronomic
Colapsul gravitațional- (din gravitație și colaps lat. căzut) (în astrofizică, astronomie) compresie catastrofal de rapidă a unei stele în ultimele etape de evoluție sub influența propriilor forțe gravitaționale, depășind forțele de presiune de slăbire ale gazului încălzit (materiei) .. ... ... Începuturile științelor naturale moderne
Vedeți Colapsul gravitațional... Marea Enciclopedie Sovietică
Compresie catastrofal de rapidă a corpurilor masive sub influența gravitației. putere GK poate pune capăt evoluției stelelor cu o masă de St. două mase solare. După epuizarea combustibilului nuclear în astfel de stele, ele își pierd proprietățile mecanice. durabilitate si... Științele naturii. Dicţionar enciclopedic
Vedeți Colapsul gravitațional... Dicţionar enciclopedic mare
Vezi colapsul gravitațional. * * * PRIBERE GRAVITAȚIONAL COLLAPSE GRAVITAȚIONAL, vezi colaps gravitațional (vezi PRĂBUȘIRE GRAVITAȚIONALĂ) ... Dicţionar enciclopedic
Cărți
- viziunea lui Einstein. , Wheeler J.A. , Cartea remarcabilului fizician american D. A. Wheeler este dedicată unei prezentări elementare a geometrodinamicii - întruchiparea visului lui Einstein „de a reduce toată fizica la geometrie”. Autorul începe cu... Categorie: Matematică și știință Seria: Editura:
Procesul rapid de comprimare a materiei sub influența propriei sale atracții se numește (vezi Gravitația). Uneori, colapsul gravitațional este înțeles ca compresia nelimitată a materiei într-o gaură neagră, descrisă de teoria generală a relativității (colapsul relativistic).
Părți ale oricărui corp experimentează atracție gravitațională reciprocă. Cu toate acestea, în majoritatea corpurilor magnitudinea sa este insuficientă pentru a provoca colapsul. Pentru o anumită masă a unui corp, cu cât câmpul intern de extensie gravitațională este mai mare, cu atât densitatea acestuia este mai mare, de exemplu. cu atât dimensiunea sa este mai mică. Pentru ca câmpul gravitațional să devină vizibil, este necesar să-l comprimați la densități colosale. Deci, de exemplu, pentru a se produce colapsul gravitațional al Pământului, densitatea acestuia trebuie să crească la 10 27 g/cm 3, adică. trilioane de ori mai mare decât densitatea nucleară. Cu toate acestea, pe măsură ce masa crește, crește și câmpul intern de atracție gravitațională, iar valoarea densității suficientă pentru colaps scade.
În astfel de obiecte masive precum stelele, rolul forțelor de compresie gravitațională devine decisiv. Aceleași forțe provoacă compresia norilor de gaz în timpul formării stelelor și galaxiilor. O astfel de compresie are caracterul unei căderi deosebite a particulelor de gaz către centrul stelei sau galaxiei în formare. În acest sens, ei vorbesc despre colapsul gravitațional al protostelelor și protogalaxiilor.
Existența stelelor este asociată cu atracția reciprocă a atomilor lor, dar la stelele obișnuite această atracție este echilibrată de presiunea internă a materiei, care le asigură stabilitatea. La temperaturi și densități ridicate caracteristice interiorului stelelor, atomii de materie sunt ionizați, iar presiunea materiei este determinată de mișcarea electronilor și ionilor liberi. În etapele principale, cele mai lungi ale evoluției stelare, o astfel de mișcare este termică. Este susținută de eliberarea de energie în timpul reacțiilor de fuziune termonucleară (vezi Stele). Cu toate acestea, furnizarea de combustibil termonuclear în stele este limitată, iar soarta finală a stelelor este determinată de posibilitatea echilibrării forțelor de compresie gravitațională și a presiunii substanței de răcire a unei stele care și-a epuizat întreaga cantitate de energie termică. Astfel de condiții de echilibru se realizează într-o pitică albă sau în nucleele degenerate ale stelelor cu o masă mai mică de 5-10 mase solare, unde compresia gravitațională este contracarată de presiunea electronilor. Dar într-o pitică albă sau nucleu degenerat al unei stele cu o masă mai mare, densitatea electronilor devine atât de mare încât par a fi presați în miez și, interacționând cu materia nucleară, se transformă în neutrini. Această captare a electronilor de către nuclee duce la o scădere a presiunii electronilor contracarând compresia gravitațională și are loc colapsul gravitațional.
Prăbușirea gravitațională într-o pitică albă sau un nucleu stelar degenerat este însoțită de captarea în continuare a electronilor de către nuclee și de radiații intense de neutrini, care transportă aproape toată energia compresiei gravitaționale. Presiunea electronilor devine din ce în ce mai mică, astfel încât compresia reprezintă o cădere liberă a materiei spre centrul stelei. În cele din urmă, substanța care se prăbușește constă numai din neutroni. Presiunea rezultată a materiei neutronice poate echilibra forțele de compresie gravitațională, iar colapsul gravitațional se va termina cu formarea unei stele neutronice. Radiația neutrinilor în timpul colapsului într-o stea neutronică poate oferi un transfer eficient de energie către straturile exterioare ale stelei care se prăbușește, suficient pentru eliberarea lor cu energie cinetică mare; În acest caz, se observă o explozie de supernovă.
Cu toate acestea, colapsul gravitațional al stelelor masive cu mase care depășesc 5-10 mase solare nu se termină în stadiul de stele neutronice. Pe măsură ce masa unei stele neutronice crește, densitatea materiei sale crește, iar repulsia neutronilor nu mai poate oferi rezistență eficientă la compresia gravitațională. Colapsul se transformă în colaps gravitațional relativist și se formează o gaură neagră. Prezența masei maxime a unei pitice albe stabile și a unei stele neutronice înseamnă că stelele masive (cu o masă de 10 ori mai mare decât masa Soarelui) își vor încheia inevitabil existența într-un proces de colaps gravitațional relativist.
Colapsul gravitațional într-o gaură neagră este un fenomen în care efectele relativității generale devin dominante. Prăbușirea în sine are loc ca o cădere liberă spre centrul găurii negre rezultate, dar în conformitate cu legile relativității generale, un observator îndepărtat va vedea această cădere ca și cum ar fi filmat cu mișcare din ce în ce mai lentă: pentru el, procesul de colaps va continua. pe termen nelimitat. Când se prăbușește într-o gaură neagră, proprietățile geometrice ale spațiului și timpului se schimbă. Îndoirea razelor de lumină se dovedește a fi atât de puternică încât niciun semnal nu poate părăsi suprafața corpului care se prăbușește. Materia care a trecut sub raza găurii negre este complet izolată de restul lumii, continuând însă să influențeze mediul înconjurător cu câmpul său gravitațional.
