Una esfera de polvo homogéneo comienza a contraerse bajo su propia gravedad. En su interior, como una burbuja salvavidas, se infla una región con presión negativa: la burbuja de de Sitter. Esta se expande, se desacelera justo en el borde de la caída y se congela en el radio de Schwarzschild. Así nace un gravastar, un objeto compacto sin horizonte ni singularidad.

El colapso de Oppenheimer-Snyder, la contracción de polvo homogéneo en un agujero negro, sirve como punto de partida. Dentro del polvo en colapso se introduce una burbuja de de Sitter en expansión con presión negativa, inicialmente de tamaño cero. El espacio-tiempo se divide en tres regiones: interior de de Sitter, intermedia de polvo y exterior de Schwarzschild. Las condiciones de empalme en las fronteras aseguran la continuidad de la métrica, y en la frontera de de Sitter surgen una tensión superficial y una densidad de energía superficial. En lugar de simular directamente desde las condiciones iniciales, los autores integran la ecuación hacia atrás en el tiempo desde el estado final del gravastar, lo que permite encontrar el ajuste fino necesario de los parámetros.

El espacio de parámetros se divide mediante una separatriz, una frontera entre diferentes resultados de la evolución. Por debajo de ella, el colapso conduce a un agujero negro; por encima, a una configuración de no equilibrio; y en la propia línea, a un gravastar. Cada punto de la separatriz corresponde a un ajuste infinitamente fino, pero hay infinitos puntos de este tipo. Esto proporciona una familia infinita de condiciones iniciales para el nacimiento de un gravastar. Se ha encontrado el límite de compacidad: para que la formación del gravastar tenga éxito, la compacidad inicial de la esfera de polvo debe satisfacer C = M/R̄₂ ≤ 3/8 = 0.375, que es solo un poco menor que el límite de Buchdahl 4/9 ≈ 0.444. Con una compacidad mayor, el colapso termina inevitablemente en un agujero negro.

El trabajo demuestra por primera vez que, en el marco de la relatividad general clásica, sin curvaturas superiores ni correcciones cuánticas, es posible un colapso que no termina ni en singularidad ni en horizonte de sucesos. Esto difiere de trabajos relacionados, donde la formación de objetos sin horizonte se postulaba o requería gravedad modificada. Aquí se utiliza la extensión mínima del colapso de Oppenheimer-Snyder añadiendo la burbuja de de Sitter, lo que hace que el modelo sea transparente y comprobable. El resultado plantea la cuestión de cuán realista es el ajuste fino necesario para el nacimiento de un gravastar y si puede surgir de forma natural, por ejemplo, a partir de fluctuaciones cuánticas o de la anomalía conforme.

Una burbuja salvavidas que se infla dentro de una estrella en colapso y se congela justo en el borde de la caída: así puede describirse el nacimiento de un gravastar. En el futuro, será necesario verificar la estabilidad de los objetos obtenidos frente a perturbaciones no radiales e investigar ecuaciones de estado más realistas. Es posible que el ajuste fino resulte menos estricto al tener en cuenta los efectos cuánticos. Queda abierta la cuestión de qué condiciones iniciales son más probables en un colapso real: las que conducen a un agujero negro o las que conducen a un gravastar.