Los Agujeros Negros

Los agujeros negros

Para entender cómo se podría formar un agujero ne¬gro, tenemos que tener ciertos conocimientos acerca del ciclo vital de una estrella. Una estrella se forma cuando una gran cantidad de gas, principalmente hi¬drógeno, comienza a colapsar sobre sí mismo debido a su atracción gravitatoria. Conforme se contrae, sus átomos empiezan a colisionar entre sí, cada vez con mayor frecuencia y a mayores velocidades: el gas se calienta. Con el tiempo, el gas estará tan caliente que cuando los átomos de hidrógeno choquen ya no sal¬drán rebotados, sino que se fundirán formando helio. El calor desprendido por la reacción, que es como una explosión controlada de una bomba de hidrógeno, hace que la estrella brille. Este calor adicional también aumenta la presión del gas hasta que esta es suficiente para equilibrar la atracción gravitatoria, y el gas deja de contraerse. Se parece en cierta medida a un globo. Existe un equilibrio entre la presión del aire de dentro, que trata de hacer que el globo se hinche, y la tensión de la goma, que trata de disminuir el ta¬maño del globo. Las estrellas permanecerán estables en esta forma por un largo periodo, con el calor de las reacciones nucleares equilibrando la atracción gravi¬tatoria. Finalmente, sin embargo, la estrella consumirá todo su hidrógeno y los otros combustibles nuclea¬res. Cuando una estrella se queda sin combustible, empieza a enfriarse y por lo tanto a contraerse.

Cuando la estrella se reduce en tamaño, las partículas materiales están muy cerca unas de otras, y así, de acuerdo con el principio de exclusión de Pauli, tienen que tener velocidades muy diferentes. Esto hace que se alejen unas de otras, lo que tiende a expandir a la estrella. Una estrella puede, por lo tanto, mantenerse con un radio constante, debido a un equilibrio entre la atracción de la gravedad y la repulsión que surge del principio de exclusión, de la misma manera que antes la gravedad era compensada por el calor.

Sin embargo, existe un límite a la repulsión. La teoría de la relatividad limita la diferencia máxima entre las velocidades de las partículas materiales de la estre¬lla a la velocidad de la luz. Esto significa que cuando la estrella fuera suficientemente densa, la repulsión debida al principio de exclusión sería menor que la atracción de la gravedad. Una estrella fría de más de aproximadamente una vez y media la masa del Sol no sería capaz de soportar su propia gravedad.

Si una estrella posee una masa menor, puede final¬mente cesar de contraerse y estabilizarse en un po¬sible estado final, como una estrella «enana blanca», con un radio de unos pocos miles de kilómetros y una densidad de decenas de toneladas por centímetro cúbico. Una «enana blanca» se sostiene por la repulsión, debida al principio de exclusión entre los electrones de su materia. Se puede observar un gran número de estas estrellas enanas blancas; una de las primeras que se descubrieron fue una estrella que está girando alrededor de Sirio, la estrella más brillan¬te en el cielo nocturno.

Estrellas con masas superiores tienen, por el contrario, un gran problema cuando se les acaba el combus¬tible. En algunos casos consiguen explotar, o se las arreglan para desprenderse de la suficiente materia como para reducir su peso por debajo del límite y evitar así un catastrófico colapso gravitatorio; pero es difícil pensar que esto ocurra siempre, independien-temente de lo grande que sea la estrella.

El problema de entender qué es lo que sucedería fue resuelto por primera vez por un joven norteamerica¬no, Robert Oppenheimer, en 1939. El campo gravitatorio de la estrella cambia los caminos de los rayos de luz en el espacio-tiempo, respecto de como hubie¬ran sido si la estrella no hubiera estado presente. Esto puede verse en la desviación de la luz, proveniente de estrellas distantes, observada durante un eclipse solar.

...