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INTRODUCCIÓN
Agujero
negro, hipotético cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que
ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su
proximidad. El cuerpo está rodeado por una frontera esférica, llamada
horizonte de sucesos, a través de la cual la luz puede entrar, pero no
puede salir, por lo que parece ser completamente negro. Un campo de estas
características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una
masa relativamente 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 colección de millones de estrellas en el
centro de una galaxia.
2.
PROPIEDADES
El
concepto de agujero negro lo desarrolló el astrónomo alemán 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 solamente depende de la masa del cuerpo: en kilómetros es
2,95 veces la masa del cuerpo en masas solares, es decir, la masa del
cuerpo dividida por la masa del Sol. Si un cuerpo está eléctricamente
cargado o está girando, los resultados de Schwarzschild se modifican. En
la parte exterior del horizonte se forma una “ergosfera”, dentro de la
cual la materia se ve obligada a girar con el agujero negro. En principio,
la energía sólo puede ser emitida por la ergosfera.
Según
la relatividad general, la gravitación modifica intensamente el espacio y
el tiempo en las proximidades 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 completamente en
el horizonte.
3.
FORMACIÓN
Los
agujeros negros pueden formarse durante el transcurso de la evolución
estelar. Cuando el combustible nuclear se agota en el núcleo de una
estrella, la presión asociada con el calor que produce ya no es
suficiente para impedir la contracción del núcleo debida a su propia
gravedad. En esta fase de contracción adquieren importancia 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 cantidad, esa presión es incapaz de detener la contracción, que
continúa hasta alcanzar una densidad de mil billones (1015) de veces la
del agua. Entonces, otro nuevo tipo de presión debida a la alta densidad
de neutrones detendría la contracción en una estrella de neutrones. Sin
embargo, si la masa del núcleo sobrepasa las 1,7 masas solares, ninguno
de estos dos tipos de presión es suficiente para evitar 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.
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 incluso podrían componer
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
escapar al otro (véase RayosX: Producción de pares). Esta partícula sustrae energía del agujero
negro, provocando 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, pero los de mayor
masa pueden permanecer.
En
enero de 1997, un equipo de astrofísicos estadounidenses presentó nuevos
datos sobre los agujeros negros. Sus investigaciones se extendieron a
nueve sistemas binarios de estrellas, emisores de rayosX (binarias de
rayosX). En cinco de los nueve casos, cuando el material de la estrella de
menor masa golpea la superficie del otro objeto, éste emite una radiación
brillante en su superficie; se trata de 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
desaparecería a través del horizonte de sucesos. Estos datos constituyen
el conjunto de pruebas más directo (aunque no definitivo) de la
existencia de agujeros negros. El mismo equipo de investigadores informó
también del descubrimiento de tres nuevos candidatos a agujeros negros
localizados en los centros de las galaxias NGC3379 (también conocida como
M105), NGC3377 y NGC4486B.
Formación
de un agujero negro
Cuando el gas y el polvo interestelares de una nebulosa
se condensan (1), se forma una protoestrella que emite chorros de materia.
Ésta continúa condensándose por gravitación al tiempo que se calienta.
Cuando la temperatura del núcleo de la protoestrella llega a 10 millones
de grados, se inician una serie de reacciones nucleares (2) y nace así
una estrella nueva. Más adelante, la corteza del astro sufre una expansión
acompañada de calentamiento (3), lo que da lugar a la formación de una
gigante roja, de diámetro entre 10 y 100 veces el del Sol. La evolución
de la gigante roja depende de su masa. Si es inferior a 1,4 veces la del
Sol, el astro es inestable, lanza las capas externas al espacio (5) y crea
una nebulosa planetaria. A continuación, la estrella se contrae de nuevo
(6) y se transforma en enana blanca, un astro del tamaño de la Tierra.
Esta pequeña estrella se enfría y da lugar a una enana negra, que por su
baja temperatura no brilla. Si la gigante roja es muy grande, produce
hierro y otros elementos pesados, aumenta de tamaño (4) y se transforma
en supergigante. Después estalla y libera la materia en el espacio. Si
estalla el astro completo (8), evoluciona hacia una supernova; si sólo
estalla la parte externa (7), se forma una nova. Según su masa, la
supernova engendra una estrella de neutrones (9), o un agujero negro (10)
si el núcleo del astro desintegrado tiene una masa suficientemente
elevada.
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origen
de datos: enciclopedia encarta 2000
el gran devorador
:
la materia acumulada alrededor de un agujero
negro es lo que se conoce como disco de acrecion.Dicha materia es
arrastrada gradualmente dentro del agujero negro.Los cientificos creen que cuando una estrella
se colapsa sobre si misma puese llegar a convertirse en un
simple punto cuya dendidad es infinita. Su fuerza gravitatoria es tan
grande que ni siquiera la luz puede escapar.
Estrellas en peligro
Los astronomos han detectado estrellas que giran alrededor de puntos
vacios en el espacio ,suponen que esos puntos son agujeros negros
alrerdedor de los cuales las estrellas quedaron atrapadas
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