Hoyos Negros

Un agujero negro1​ es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada y densa como para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir un tipo de radiación, la radiación de Hawking, conjeturada por Stephen Hawking en la década de 1970. La radiación emitida por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede del propio agujero negro sino de su disco de acreción.2​

La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es previsto por las ecuaciones del campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del universo, y a partir de él ninguna partícula puede salir, incluyendo los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En la década de 1970, Stephen Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.3​ Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasiesférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.

Se conjetura que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos.4​

El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO, Interferómetro Virgo y GEO600 anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales, producidas por la fusión de dos agujeros negros a unos 410 millones de pársecs, megapársecs o Mpc, es decir, a unos 1337 millones de años luz, mega-años luz o Mal de la Tierra.5​ Las observaciones demostraron la existencia de un sistema binario de agujeros negros de masa estelar y la primera observación de una fusión de dos agujeros negros de un sistema binario. Anteriormente, la existencia de agujeros negros estaba apoyada en observaciones astronómicas de forma indirecta, a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

La gravedad de un agujero negro puede atraer el gas que se encuentra a su alrededor, que se arremolina y calienta a temperaturas de hasta 12 000 000 °C, esto es, 2000 veces mayor temperatura que la de la superficie del Sol.6​

El 10 de abril de 2019, el consorcio internacional Telescopio del Horizonte de Sucesos presentó la primera imagen jamás capturada de un agujero negro supermasivo ubicado en el centro de la galaxia M87.7​8​

Índice

1 Proceso de formación

2 Historia

3 Clasificación teórica

3.1 Según la masa

3.2 Según su carga y momento angular

4 Descripción teórica

4.1 Zonas observables

4.2 La entropía en los agujeros negros

4.3 Definición de agujero negro

4.4 ¿Imposibilidad teórica de los agujeros negros?

4.5 Ausencia de singularidad central según otras teorías

5 Los agujeros negros en la física actual

5.1 Descubrimientos recientes

5.1.1 El mayor

5.1.2 El menor

5.1.3 Chorros de plasma

5.2 Formación de estrellas por el influjo de agujeros negros

5.3 Radiación de Hawking

6 Nota lingüística

7 Véase también

8 Referencias

9 Bibliografía

10 Enlaces externos

Proceso de formación

Un protón y un electrón se aniquilan emitiendo un neutrón y un neutrino-electrón

Los agujeros negros se forman en un proceso de colapso gravitatorio que fue ampliamente estudiado a mediados de siglo XX por diversos científicos, particularmente Robert Oppenheimer, Roger Penrose y Stephen Hawking, entre otros. Hawking, en su libro divulgativo Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros (1988), repasa algunos de los hechos bien establecidos sobre la formación de agujeros negros.

Este proceso comienza después de la "muerte" de una gigante roja (estrella de 10 a 25 o más veces la masa del Sol), entendiéndose por "muerte" la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre sí misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto, dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la autoatracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en este.

En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones mediante el proceso:

{\displaystyle p^{+}+e^{-}\to n^{0}+{\nu }_{e}}p^{+}+e^{-}\to n^{0}+{\nu }_{e}

Este proceso comportaría la emisión de un número elevado de neutrinos. El resultado final es una estrella de neutrones. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta enormemente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implosionan, aplastándose más, logrando como resultado un agujero negro, que es una región del espacio-tiempo limitada por el llamado horizonte de sucesos. Los detalles de qué sucede con la materia que cae más allá de este horizonte dentro de un agujero negro no se conocen porque para escalas pequeñas sólo una teoría cuántica de la gravedad podría explicarlos adecuadamente, pero no existe una formulación completamente consistente con dicha teoría.

Historia

Imágenes de M87 realizadas por Event Horizon Telescope el 11 de abril de 2017 anteriores a su presentación de 2019

El concepto de un cuerpo tan denso que ni siquiera la luz puede escapar de él fue descrito en un artículo enviado en 1783 a la Royal Society por el geólogo y clérigo inglés John Michell. Por aquel entonces la teoría de Newton de la gravitación y el concepto de velocidad de escape eran muy conocidas. Michell calculó que un cuerpo con un radio 500 veces el del Sol y la misma densidad, tendría, en su superficie, una velocidad de escape igual a la

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