Hoyos Negros O Agujeros Negros
● Composición química
En general, cuando una estrella agota su combustible nuclear, la
presión interna ya no puede detener su contracción gravitacional.
Después de una evolución final bastante complicada, que depende
fundamentalmente de la masa de la estrella, ésta arroja al espacio
una fracción considerable de su materia, ya sea en forma lenta, si la masa de la estrella no excede unas seis veces la masa del Sol, ya
sea en forma violenta, en una explosión de supernova, si la estrella
es muy masiva. En el primer caso, la estrella se transforma en una
enana blanca, como la compañera de Sirio. La masa de una enana
blanca no puede exceder una vez y media la masa del Sol, como
demostró en 1938 el astrofísico S. Chandrasekar. En el segundo caso, después de la explosión, la mayor parte de la masa estelar se
extiende por el espacio y sólo queda el núcleo mismo de la estrella
como remanente. Ese núcleo, dependiendo de su masa, se
transforma en estrella de neutrones o en hoyo negro. Una estrella
de neutrones tiene una masa algo superior a la del Sol, pero su
radio es de apenas unos 10 kilómetros. En tales estrellas, la materia está tan comprimida que los protones y electrones originales se
fusionan para formar neutrones. Un centímetro cúbico de una
estrella de neutrones pesa unas cien millones de toneladas. Las
estrellas de neutrones giran sobre sí mismas dando varias vueltas
por segundo; esto, junto con el hecho de que poseen un campo
magnético muy intenso, hace que emitan pulsos de radio con una periodicidad bien definida. Así es como los radioastrónomos las
detectaron por primera vez y las llamaron pulsares. Si la masa de
una estrella de neutrones excede unas tres veces la del Sol,
entonces la estrella sigue comprimiéndose indefinidamente por su
propia atracción gravitacional. El resultado final será un hoyo negro,
un cuerpo cuya fuerza gravitacional es tan intensa que nada, ni siquiera la luz, puede escapar de él. La existencia de los hoyos
negros ha sido predecida por la teoría general de la relatividad y
astrofísica moderna. Apenas unos meses después de que Einstein
presentara las ecuaciones básicas de su teoría general, el
astrónomo alemán Karl Schwarzschild encontró una solución exacta
de ellas que describía el espacio tiempo alrededor de un cuerpo masivo esférico. Entre otras cosas, la solución de Schwarzschild
implicaba que si un cuerpo esférico tiene una masa M y un radio
igual o menor que entonces la luz emitida de su superficie sufre un
corrimiento infinito al rojo. Dicho de otro modo, un fotón no podría
escapar de la superficie de tal cuerpo, pues toda su energía no
sería suficiente para despegarse de él. El radio crítico predicho por Schwarzschild es de tres kilómetros para una masa igual a la del
Sol. Es decir, si el Sol se comprimiera a ese tamaño, se volvería lo
que ahora se llama un hoyo negro. En los últimos años muchos
astrofísicos se han convencido de que las estrellas más masivas
terminan sus días transformándose en hoyos negros. Estos objetos
no pueden detectarse directamente, pero se manifiestan por los
efectos de la enorme fuerza gravitacional a su alrededor. Por ejemplo, si un hoyo negro se encuentra muy cerca de una estrella
normal, succiona el gas de ésta; justo antes de penetrar al hoyo, el
gas estelar se calienta a varios millones de grados y emite radiación
en forma de rayos X. En años recientes se han detectado fuentes
cósmicas de rayos X que podrían corresponder a este proceso.
También, algunos astrónomos piensan que ciertos fenómenos extraños que ocurren en el centro de algunas galaxias se deben a
la presencia de hoyos negros gigantescos.
Hacyan, Shahen. Relatividad para principiantes (3a. ed.). México: FCE
Fondo de Cultura Económica, 2002. ProQuest ebrary. Web. 19 March
2015.
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● Introducción ...
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