гравитационный (в астрономии), катастрофически быстрое сжатие звезды под действием сил тяготения (гравитации). Согласно существующим астрономическим представлениям, К. г. играет определяющую роль на поздних стадиях эволюции массивных звезд. В течение миллиардов лет предшествующего периода своего существования звезда находится в равновесии: силы тяготения, стремящиеся сжать вещество звезды, уравновешиваются силами давления нагретого газа, противодействующими сжатию (см. Звёзды ) . Источниками энергии излучения звезды служат термоядерные реакции , протекающие в центральных областях звезды при температурах в десятки миллионов градусов. По прошествии нескольких млрд. лет ядерные источники энергии звезды исчерпываются. Между тем звезда продолжает терять энергию, излучая в мировое пространство с поверхности свет, а из недр нейтрино. Это ведет к очень медленному сжатию центральных областей звезды. Если масса звезды не меньше чем 1,2 массы Солнца, то в центральных областях звезды плотность и давление возрастают настолько, что начинают идти ядерные реакции разрушения сложных ядер, при которых поглощается огромное количество тепла. Это приводит к тому, что с повышением плотности газа силы давления возрастают не так сильно, как силы тяготения, равновесие этих сил нарушается, и под действием тяготения, несбалансированного силами давления, звезда стремительно сжимается - происходит К. г. Процесс длится всего доли секунды, но за это время плотность центральных частей звезды возрастает до плотности атомного ядра, составляющей 1014 г/см 3 . Теперь уже мощные силы отталкивания прижатых друг к другу ядерных частиц замедляют или даже останавливают сжатие вещества в центральных областях звезды. Падающие внешние слои наталкиваются на остановившиеся, и возникает идущая наружу ударная волна, которая усиливается поглощением идущих изнутри нейтрино и детонацией остатков ядерного 'горючего' в оболочке звезды. Внешние слои звезды выбрасываются в пространство. Этот процесс выброса наблюдается в виде вспышки сверхновой звезды . Оставшееся после выброса оболочки ядро звезды с массой, не превышающей двух масс Солнца, представляет собой нейтронную звезду . Такие звёзды астрономы наблюдают как источники пульсирующего радиоизлучения - пульсары . Если масса ядра звезды велика (больше двух масс Солнца), то отталкивание ядерных частиц не в состоянии противостоять тяготению, и ядро звезды после быстрого остывания будет продолжать сжиматься. При этом поле ее тяготения возрастает настолько, что начинает играть роль эффекты общей теории относительности (см. Относительности теория ) , и никакие силы уже не в состоянии остановить сжатие. Эта стадия эволюции звёзд называется релятивистским К. г. Когда радиус звезды становится равным критическому значению - так называемому гравитационному радиусу (определяемому массой звезды и равному 3 М0 км, где М0 - масса звезды, выраженная в массах Солнца), поле тяготения уже не выпускает никакое излучение, никакие частицы. Такой небесный объект называется 'чёрной дырой', или 'застывшей звездой'.
Лит.: Зельдович Я. Б., Новиков И. Д., Теория тяготения и эволюция звезд, М., 1971.
И. Д. Новиков.