Agujero negro

Agujero negro, hipotético cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede desbandarse de su cercanía. El cuerpo está cercado por un límite esférico, denominado horizonte de sucesos, a través de la cual la luz puede entrar, sin embargo no puede salir, por lo que parece ser absolutamente negro. Un campo de estas características puede ajustarse a un cuerpo de alta densidad con una masa parcialmente pequeña, como la del Sol o inferior, que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una recopilación de millones de estrellas en el centro de una galaxia.

2 PROPIEDADES

El concepto de agujero negro lo desarrolló el astrónomo germánico Karl Schwarzschild en 1916 sobre la base de la teoría de la relatividad de Albert Einstein. El radio del horizonte de sucesos de un agujero negro de Schwarzschild únicamente depende de la masa del cuerpo: en kilómetros es 2,95 veces la masa del cuerpo en masas solares, esto es, la masa del cuerpo dividida por la masa del Sol. Si un cuerpo está eléctricamente cargado o está girando, las consecuencias de Schwarzschild se modifican. En la parte exterior del horizonte se forma una “ergosfera”, dentro de la cual la materia se ve forzada a girar con el agujero negro. Inicialmente, la energía apenas puede ser emitida por la ergosfera.

Según la relatividad general, la gravitación modifica penetrantemente el espacio y el tiempo en las cercanías de un agujero negro. Cuando un observador se acerca al horizonte de sucesos desde el exterior, el tiempo se retrasa con relación al de observadores a distancia, deteniéndose absolutamente en el horizonte.

3 FORMACIÓN

Los agujeros negros pueden formarse a lo largo del intervalo de la evolución de estelar. Cuando el combustible nuclear se acaba en el núcleo de una estrella, la presión asociada con el calor que produce ya no es suficiente para imposibilitar la contracción del núcleo debida a su propia gravedad. En esta etapa de contracción reciben relevancia dos nuevos tipos de presión. A densidades mayores de un millón de veces la del agua, aparece una presión debida a la alta densidad de electrones, que detiene la contracción en una enana blanca. Esto sucede para núcleos con masa inferior a 1,4 masas solares. Si la masa del núcleo es mayor que esta cuantía, esa presión es incapaz de detener la contracción, que sigue hasta alcanzar una densidad de mil billones (1015) de veces la del agua. Por lo tanto, otro nuevo tipo de presión debida a la alta densidad de neutrones detendría la contracción en una estrella de neutrones. Pero, si la masa del núcleo sobrepasa las 1,7 masas solares, ninguno de estos dos tipos de presión es suficiente para soslayar que se hunda hacia un agujero negro. Una vez que un cuerpo se ha contraído dentro de su radio de Schwartschild, teóricamente se hundirá o colapsará en una singularidad, esto es, en un objeto sin dimensiones, de densidad infinita.

En 1994, el telescopio espacial Hubble proporcionó sólidas pruebas de que hay un agujero negro en el centro de la galaxia M87. La alta aceleración de gases en esta región indica que debe haber un objeto o un conjunto de objetos de 2,5 a 3.500 millones de masas solares.

El físico inglés Stephen Hawking ha sugerido que muchos agujeros negros pueden haberse formado al comienzo del Universo. Si esto es así, muchos de estos agujeros negros podrían estar demasiado lejos de otra materia para formar discos de acreción detectables, e inclusive podrían constituir una fracción significativa de la masa total del Universo. En reacción al concepto de singularidad, Hawking ha sugerido que los agujeros negros no se colapsan de esa forma, sino que forman “agujeros de gusano” que comunican con otros universos diferentes al nuestro.

Un agujero negro de masa suficientemente pequeña puede capturar un miembro de un par electrón-positrón cerca del horizonte de sucesos, dejando desbandarse al otro (véase Rayos X: Producción de pares). Esta partícula sustrae energía del agujero negro, causando la evaporación de éste. Cualquier agujero negro formado en los comienzos del Universo, con una masa menor de unos pocos miles de millones de toneladas ya se habría evaporado, sin embargo los de mayor masa pueden conservarse.

En enero de 1997, un equipo de astrofísicos americanas presentó nuevos datos sobre los agujeros negros. Sus indagaciones se extendieron a nueve sistemas binarios de estrellas, emisores de rayos X (binarias de rayos X). En cinco de los nueve casos, en el momento en que el material de la estrella de menor masa golpea la superficie del otro objeto, éste emite una radiación brillante en su superficie; consiste en una estrella de neutrones. En las otras cuatro binarias, de las que se creía que contenían agujeros negros, la radiación emitida por el segundo objeto es mínima: la energía se disiparía a través del horizonte de sucesos. Estos datos conforman el conjunto de pruebas más directo (aunque no definitivo) de la existencia de agujeros negros. El mismo equipo de entendidos señaló igualmente del hallazgo de tres nuevos candidatos a agujeros negros localizados en los centros de las galaxias NGC 3379 (igualmente conocida como M105), NGC 3377 y NGC 4486B.

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