INTRODUCCIÓN ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA

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Un agujero negro

 

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La relatividad restringida

 

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Los agujeros negros

 

Un agujero negro

 

El espacio-tiempo alrededor de un agujero negro

 

Un agujero negro histórico: Cygnus X-1

 

 

 

Un agujero negro

La velocidad de liberación de la Tierra se define como la velocidad inicial que un cuerpo debe poseer con el fin de poder escaparse a la atracción gravitacional de nuestro planeta. Es de cerca de once kilómetros por segundo. Así pues, para enviar una sonda hacia otro planeta, es necesario lanzarla al menos con esta velocidad. Si no, la unidad no puede escaparse; o vuelve a caer sobre Tierra, o se queda en órbita en torno a nuestro planeta como un satélite.

Podemos del mismo modo definir una velocidad de liberación para cualquier cuerpo celeste, en particular una estrella. Por ejemplo, para el Sol, es de 620 kilómetros por segundo.

Cuando una estrella masiva llega al final de su vida, ella misma se colapsa. La gravedad en su superficie aumenta fuertemente y es cada vez más difícil de escapar. La velocidad de liberación de la estrella se vuelve, pues, cada vez más grande.

¿Pero esto continúa indefinidamente? Esta es la cuestión que Pierre Simón de Laplace fue el primero en considerar, a finales del siglo XVIII. ¿Qué pasa si la velocidad de liberación de un cuerpo es tan grande que alcanza a la de la luz?

 

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El agujero negro XTE J1550-564 observado por el observatorio en rayos X Chandra. Este agujero negro forma parte de un sistema binario, y su compañera, una estrella ordinaria, pierde poco a poco su gas que viene a formar un disco alrededor del agujero negro. Este gas se calienta por fricción, alcanza temperaturas de varios millones de grados y emite periódicamente chorros de partículas muy energéticas perpendicularmente al disco. Estas tres imágenes tomadas en agosto del 2000, marzo y junio del 2002 muestran el agujero negro en el centro y dos chorros de partículas que se alejan a la mitad de la velocidad de la luz. Crédito: NASA / CXC / M.WEISS

El final de las estrellas más masivas

Para la astronomía moderna, tal cuerpo no es más del ámbito de la especulación.

Hemos visto que las enanas blancas tienen una masa necesariamente inferior a 1,4 veces la del Sol. Del mismo modo, las estrellas de neutrones no pueden contener una cantidad arbitrariamente grande de materia. La presión de degeneración de los neutrones es capaz de sostener sólo un cuerpo de menos de tres masas solares.

Entonces, no hay razón allí para que un residuo estelar no pueda sobrepasar este límite. El estudio de los diferentes procesos de pérdida de materia muestra que una estrella de masa superior a 40 veces la del Sol conduce, después de su explosión final, a un residuo cuya masa es superior a este límite.

En este caso, en el momento del colapso final, los neutrones son incapaces de resistir la fuerza de gravitación. El residuo no se detiene en la fase de estrella de neutrones, sino continúa colapsándose. Cuando su tamaño alcanza la veintena de kilómetros, la densidad y la gravedad del residuo alcanzan valores tan grandes que la velocidad de liberación alcanza efectivamente la de la luz.

Evidentemente, en estas condiciones extremas, la física de Newton no da resultados fiables. Es necesario recurrir a la relatividad general para describir el astro que se forma. La teoría de Einstein muestra entonces que la deformación del espacio-tiempo alrededor del residuo es tal que nada, incluso la luz, puede escaparse. La estrella es imposible en lo sucesivo de observar, se manifiesta sólo por una enorme perturbación del espacio-tiempo en su vecindad. La estrella se convirtió en un agujero negro.

La desaparición se produce en el momento en el que el radio de la estrella alcanza un valor crítico llamado radio de Schwarzschild que depende de la masa de la estrella. Este radio define en cierto modo la superficie del agujero negro. Corresponde a la distancia a la cual la luz no es ya capaz de escaparse, y donde la comunicación con resto del Universo se vuelve imposible.

Una vez pasado el radio de Schwarzschild, el residuo estelar continúa contrayéndose hasta alcanzar finalmente un estado de densidad infinita, una singularidad donde el espacio y el tiempo están infinitamente distorsionados.

 

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Un agujero negro (simulado) de diez masas solares, según lo visto desde una distancia de 600 kilómetros con la vía láctea en el fondo (ángulo horizontal de la abertura de la cámara fotográfica: 90°). Crédito: Ute Kraus

 

 

 

 ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

 

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