Supongamos una estrella como el sol que va agotando su combustible nuclear convirtiendo su hidrógeno a helio y este a carbono, oxígeno y finalmente hierro llegando un momento en que el calor producido por las reacciones nucleares es poco para producir una dilatación del sol y compensar así a la fuerza de la gravedad. Entonces el sol se colapsa aumentando su densidad, siendo frenado ese colapso únicamente por la repulsión entre las capas electrónicas de los átomos. Pero si la masa del sol es lo suficientemente elevada se vencerá esta repulsión pudiéndose llegar a fusionarse los protones y electrones de todos los átomos, formando neutrones y reduciéndose el volumen de la estrella no quedando ningún espacio entre los núcleos de los átomos. El sol se convertiría en una esfera de neutrones y por lo tanto tendría una densidad elevadísima. Sería lo que se denomina estrella de neutrones.
 |
| Agujero Negro |
Naturalmente las estrellas de neutrones no se forman tan fácilmente, ya que al colapsarse la estrella la energía gravitatoria se convierte en calor rápidamente provocando una gran explosión. Se formaría una nova o una supernova expulsando en la explosión gran parte de su material, con lo que la presión gravitatoria disminuiría y el colapso podría detenerse. Así se podría llegar a lo que se denomina enanas blancas en las que la distancia entre los núcleos atómicos a disminuido de modo que los electrones circulan libres por todo el material, y es la velocidad de movimiento de estos lo que impide un colapso mayor. Por lo tanto la densidad es muy elevada pero sin llegar a la de la estrella de neutrones. Pero la velocidad de los electrones tiene un límite: la velocidad de la luz; y cuando el equilibrio estelar exige una velocidad de los electrones superior a la velocidad de la luz, el colapso a neutrones es inevitable.
Se ha calculado que por encima de 2.5 soles de masa, una estrella de neutrones se colapsaría más aún fusionándose sus neutrones. Esto es posible debido a que el principio de exclusión de Pauli por el cual se repelen los neutrones tiene un límite cuando la velocidad de vibración de los neutrones alcanza la velocidad de la luz.
Debido a que no habría ninguna fuerza conocida que detuviera el colapso, este continuaría hasta convertir la estrella en un punto creándose un agujero negro. Este volumen puntual implicaría una densidad infinita, por lo que fue rechazado en un principio por la comunidad científica, pero Stephen Hawking demostró que esta singularidad era compatible con la teoría de la relatividad general de Einstein.
Einstein decía que a medida que un cuerpo se acerca a un astro el tiempo transcurre más despacio para este cuerpo, en función de la velocidad de escape del astro (desde un punto de vista clásico), de modo que cuando se llegue a una distancia tal que la velocidad de escape clásica sea igual a la velocidad de la luz, el tiempo se detendrá para el objeto situado en ese lugar. Aparece así una superficie esférica alrededor del agujero negro en la cual el tiempo se detiene. Esta superficie esférica es el llamado horizonte de sucesos del agujero negro.
Al atravesar este horizonte el tiempo vuelve a existir, pero con componentes imaginarias (el cálculo del tiempo transcurrido en el interior del horizonte de sucesos nos lleva a una raíz cuadrada de un número negativo), lo cual nos lleva a pensar que el tiempo transcurre en el interior de un agujero negro, tal vez en una dimensión perpendicular, tanto a las tres espaciales como a la temporal normal.
Además la teoría de la relatividad general nos dice que el espacio se curva alrededor de una masa de tal forma que un rayo de luz que pasara rozando esa masa se desviaría el doble de lo que lo haría si estuviera afectado por la gravedad desde un punto de vista clásico (como partícula).
Se calcula que para dicho radio la curvatura del espacio sería tal que la luz quedaría atrapada en el agujero. De esta forma al acercarnos al horizonte de sucesos las tres coordenadas espaciales normales se curvan de tal forma que cualquier movimiento en el interior del agujero se produciría en dirección hacia el centro de éste. De este modo todo lo que traspase el horizonte de sucesos no podrá salir jamás.
DETECCION DE AGUJEROS NEGROS
Tal y como hemos descrito un agujero negro nunca podríamos observar uno de ellos ya que no reflejarían ni emitirían ningún tipo de radiación ni de partícula. Pero hay ciertos efectos que sí pueden ser detectados. Uno de estos efectos es el efecto gravitatorio sobre una estrella vecina.
Supongamos un sistema binario de estrellas (dos estrellas muy cercanas girando la una alrededor de la otra) en el cual una de las estrellas es visible y de la cual podemos calcular su distancia a la Tierra y su masa. Esta estrella visible realizará unos movimientos oscilatorios en el espacio debido a la atracción gravitatoria de la estrella invisible. A partir de estos movimientos se puede calcular la masa de la estrella invisible. Si esta estrella invisible supera una masa de unos 2.5 veces la masa de nuestro sol, tendremos que suponer que se trata de un agujero negro.
Además si la estrella visible está lo suficientemente cerca, podría ir cediéndole parte de su masa que caería hacia el agujero negro siendo acelerada a tal velocidad que alcanzaría una temperatura tan elevada como para emitir rayos X. Pero esto también sucedería si se tratara de una estrella de neutrones.
Un ejemplo de objeto detectado que cumple las dos condiciones primeras expuestas es la estrella binaria llamada Cygnus-X1(1), que es una fuente de rayos X muy intensa formada por una estrella visible y una estrella invisible con una masa calculada que supera los 2'5 masas solares.
 |
| Cygnus X - 1 |
Los astrónomos del RGO(2) encontraron importante evidencia de que ese conjunto binario, llamado Cygnus X-1 (lo que significa que es la primera fuente de rayos-X descubierta en la constelación de Cygnus), realmente contiene un agujero negro.
Aparte de esto también hay que tener en cuenta que Stephen Hawking dedujo que un agujero negro produciría partículas subatómicas en sus proximidades, perdiendo masa e irradiando dichas partículas, lo cual sería otro modo de detección. Pero no debemos pensar que el agujero perdería masa, ya que un agujero negro de unas pocas masas solares emitiría una radiación inferior a la radiación de fondo del universo, con lo cual recibiría más energía de la que emitiría, y por lo tanto aumentaría su masa.
(1) Cygnus X-1 (abreviado como Cyg X-1) es una fuente muy brillante de rayos X situada en la constelación del Cisne. Fue descubierto en 1964 desde un detector de rayos X a bordo de un cohete sub-orbital Aerobee lanzado desde el White Sands Missile Range. Cyg X-1 es muy variable pero en rayos X duros (rayos X con energía de más de 30 keV) suele ser la fuente más brillante del cielo.
Es un ejemplo clásico de una Binaria de Rayos X, un sistema binario formado por un objeto compacto, que puede ser un agujero negro o una estrella de neutrones, y la estrella supergigante azul HDE 226868 de magnitud aparente 8,9. Como en toda binaria de rayos X, no es el agujero negro el que emite los rayos X, sino la materia que está a punto de caer en él. Esta materia (gas y plasma) forma un un disco de acrecimiento que orbita alrededor del agujero negro y alcanza temperaturas de millones de kelvin.
Mediante la medida de los elementos orbitales del sistema, se ha podido establecer que la masa del objeto compacto está entre 7 y 13 veces la masa del Sol. Como la masa máxima que puede tener una estrella de neutrones es de 3 masas solares, se deduce que el objeto compacto es un agujero negro. De hecho, Cygnus X-1 constituye el primer caso en el que se pudo probar la presencia de un agujero negro. Se observan también chorros de materia que se extienden desde unas unidades astronómicas hasta varios pársecs, donde colisiona con el medio estelar y da lugar a un arco de emisión en el óptico. Para generar este arco, el chorro debe tener una potencia de 1000 veces la potencia de nuestro sol. El sistema se encuentra a unos 8000 años luz de la Tierra.
(2) RGO, Royal Greenwich Observatory
Fuente: www.grupoelron.org
No hay comentarios:
Publicar un comentario