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Supernovas y estrellas de neutrones
Una supergigante
Una supernova
Nucleosíntesis estelar
Una estrella de neutrones
Un púlsar
La radiación de los púlsares
Las fuentes X y gamma
Las fuentes de rayos X
El enigma de las explosiones de rayos gamma
El origen de las explosiones de rayos gamma
La relatividad restringida
El fin del espacio absoluto
La relatividad restringida
La dilatación del tiempo
La contracción del espacio y el espacio-tiempo
La relatividad general
El principio de equivalencia
La relatividad general y la curvatura del espacio-tiempo
Las verificaciones de la relatividad general
La onda gravitacional
La lente gravitacional
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?
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.
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 |
