Colapso Gravitacional

La fuente de energ�a para la formaci�n de estrellas es el colapso gravitacional, Este colapso debe proporcionar suficiente energ�a para calentar el gas de la protoestrella hasta el punto de ignici�n de la fusi�n del hidr�geno, unos 15 millones de grados Kelvin. El conocimiento de la masa y la distribuci�n de la nube de gas, permite un modelado bastante detallado, porque la mitad de la energ�a del colapso gravitacional, se convierte en energ�a cin�tica de acuerdo con el teorema de virial.

El concepto de masa de Jean como la masa cr�tica para el colapso de una estrella, es un concepto importante.

Teorema de Virial

Este teorema general de las matem�ticas de la f�sica, se convierte en una parte �til en la imagen de un colapso gravitacional. En el contexto de la gravedad, se puede aplicar a un conjunto finito de part�culas que interact�an entre s� por la atracci�n gravitatoria. Podemos atribuir a la colecci�n de part�culas una energ�a potencial gravitatoria total, y una energ�a cin�tica total. El teorema de virial establece que

Una aplicaci�n de este teorema ser�a la de una masa conocida de gas hidr�geno en una proto-estrella. Si se pudiera tener una buena estimaci�n de la masa del gas, y se pudiera medir una muestra de las velocidades de las part�culas para determinar su energ�a cin�tica, entonces se podr�a predecir la energ�a cin�tica de la nube de gas que sufre el colapso gravitacional. As� que para un radio dado de colapso, se puede hacer una predicci�n de la temperatura del gas de hidr�geno en t�rminos de la energ�a cin�tica, y podr�a hacerse una predicci�n sobre cuando se alcanzar�a la temperatura de ignici�n para la fusi�n del hidr�geno.

Otra aplicaci�n potencial es la cuesti�n de la materia oscura. Si se examina un sistema de objetos en el espacio y se es capaz de medir la energ�a cin�tica del sistema, entonces se puede inferir la energ�a potencial gravitatoria. Si la masa total de todos los objetos visibles es demasiado peque�a para dar esa cantidad de energ�a potencial gravitatoria, entonces implica que all� hay materia que no se puede ver (materia oscura). Cuando esto se ha hecho para una variedad de tipos de galaxias, hay una fuerte evidencia de la existencia de materia oscura (Baez).

Masa de Jean

Cuando una colecci�n de gas comienza el proceso de colapso gravitacional, ese colapso es opuesto por la presi�n de radiaci�n. La "masa de Jean" es la cantidad m�nima de masa que puede superar la presi�n de radiaci�n para una densidad de energ�a determinada de la radiaci�n. En el modelo del universo del big bang, las galaxias no pod�an formarse antes del punto de transparencia en el cual, el universo se enfri� lo suficiente para que se formaran los �tomos, permitiendo que la radiaci�n electromagn�tica escapara. Despu�s de ese tiempo, la masa de Jean fue lo suficientemente peque�a para permitir que se formaran las galaxias y los c�mulos de galaxias.