Cuando una estrella muy grande deja de producir la presión necesaria para resistir la gravedad, se colapsa hasta que alguna otra forma de presión puede resistir la gravedad.
El primer paso es la simple repulsión electrostática. Podemos calcular cuándo la masa es demasiado para que esto funcione, luego colapsa al siguiente paso.
La presión de degeneración de electrones proviene del hecho de que los electrones son fermiones y no pueden estar en el mismo estado cuántico. Comprima la materia lo suficiente y esto es lo que evita que se derrumbe y tenemos algo llamado estrella enana blanca. Cuando esta presión no es suficiente, colapsa al siguiente paso.
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La presión de degeneración de neutrones es similar a la presión de degeneración de electrones, excepto que proviene de los nucleones en los átomos. Los electrones son forzados a los núcleos donde se fusionan con los protones creando más neutrones. En este punto tenemos una estrella de neutrones. Como los neutrones tienen mucha más masa que los electrones, pueden ejercer más presión. Eventualmente, al igual que los pasos sobre la gravedad, es tan abrumador que esto también sufre un colapso.
La gravedad más allá de este punto no tiene fuerzas conocidas para contrarrestarlo. La fuerza electromagnética, las fuerzas nucleares débiles y fuertes, y las mismas leyes de la física de partículas no pueden detenerlo. Tal vez hay otras fuerzas que no se han descubierto que también pueden intentar darle una oportunidad, pero aun así se acabó.
Una vez que hay tanta masa en una pequeña región del espacio, el tiempo y el espacio cambian sus roles habituales. Al igual que no puede evitar viajar desde el presente hacia el futuro, los objetos más allá del horizonte de eventos no pueden dejar de colapsar.
Los modelos matemáticos finalmente se vuelven insatisfactorios en algún momento, lo que se denomina singularidad.