Une sphère de poussière homogène commence à se contracter sous son propre poids. À l'intérieur, comme une bulle de sauvetage, se gonfle une région à pression négative : la bulle de de Sitter. Elle s'étend, ralentit au bord même de l'effondrement et se fige au rayon de Schwarzschild. Ainsi naît un gravastar, un objet compact sans horizon ni singularité.

L'effondrement d'Oppenheimer-Snyder, la contraction d'une poussière homogène en un trou noir, sert de point de départ. À l'intérieur de la poussière en effondrement, on introduit une bulle de de Sitter en expansion, à pression négative, de taille initiale nulle. L'espace-temps est divisé en trois régions : intérieure de de Sitter, intermédiaire de poussière, et extérieure de Schwarzschild. Les conditions de raccordement aux frontières assurent la continuité de la métrique, et à la frontière de de Sitter apparaissent une tension superficielle et une densité d'énergie superficielle. Au lieu de simuler directement à partir des conditions initiales, les auteurs intègrent l'équation en remontant le temps depuis l'état final du gravastar, ce qui permet de trouver le réglage fin nécessaire des paramètres.

L'espace des paramètres est séparé par une séparatrice, une frontière entre les différents résultats de l'évolution. En dessous, l'effondrement mène à un trou noir ; au-dessus, à une configuration hors équilibre ; et sur la ligne même, à un gravastar. Chaque point de la séparatrice correspond à un réglage infiniment fin, mais il y a une infinité de tels points. Cela donne une infinité de conditions initiales pour la naissance d'un gravastar. On trouve une limite de compacité : pour former un gravastar, la compacité initiale de la sphère de poussière doit satisfaire C = M/R̄₂ ≤ 3/8 = 0.375, ce qui est à peine inférieur à la limite de Buchdahl de 4/9 ≈ 0.444. Au-delà de cette compacité, l'effondrement se termine inévitablement par un trou noir.

Ce travail démontre pour la première fois que, dans le cadre de la relativité générale classique, sans courbures d'ordre supérieur ni corrections quantiques, un effondrement est possible qui ne se termine ni par une singularité ni par un horizon des événements. Cela diffère des travaux voisins, où la formation d'objets sans horizon était soit postulée, soit nécessitait une gravité modifiée. Ici, on utilise l'extension minimale de l'effondrement d'Oppenheimer-Snyder en ajoutant une bulle de de Sitter, ce qui rend le modèle transparent et vérifiable. Le résultat soulève la question de savoir à quel point le réglage fin nécessaire à la naissance d'un gravastar est réaliste, et s'il peut apparaître naturellement, par exemple à partir de fluctuations quantiques ou d'une anomalie conforme.

Une bulle de sauvetage qui se gonfle à l'intérieur d'une étoile en effondrement et se fige au bord même de la chute, c'est ainsi qu'on peut décrire la naissance d'un gravastar. À l'avenir, il faudra vérifier la stabilité de ces objets face aux perturbations non radiales et étudier des équations d'état plus réalistes. Peut-être que le réglage fin s'avérera moins strict si l'on tient compte des effets quantiques. Reste ouverte la question de savoir quelles conditions initiales sont les plus probables dans un effondrement réel : celles qui mènent à un trou noir ou celles qui mènent à un gravastar.