Agujeros negros, enanas blancas y demás

Simulación de cómo se vería un agujero negro de una masa de diez soles, a 600 km, con la Vía Láctea al fondo.

Muy buenas a todos. Hoy volvemos a nuestros agujeros negros.

¿Qué es un agujero negro? ¿Cómo se forma?
Empezando por el principio. Un agujero negro es una región del espacio finita, que en su interior contiene tanta masa y ejerce una fuerza gravitatoria tan fuerte, que ninguna partícula, ni siquiera la luz, es capaz de escapar de esta.

En el borde del agujero negro hay una singularidad llamada ''Horizonte de sucesos''. El horizonte de sucesos marca el límite entre el agujero negro y el resto del universo. Esta singularidad es predicha por las ecuaciones de campo de Einstein.

¿Cómo se forma un agujero negro? Un agujero se forma tras el colapso gravitatorio de una estrella, de un cúmulo de estrellas o de una galaxia en su parte más densa, pero nos centraremos en las estrellas, cuya vida debemos conocer para entender su colapso gravitatorio.

Vida de la estrella
Una estrella se forma cuando una gran cantidad de hidrógeno (y otros gases en menor cantidad) comienzan a colapsarse entre sí y a unirse. Los átomos chocan entre sí, lo que provoca que el gas se caliente. Llegará el momento en el que la temperatura sea tan alta que cuando los átomos choquen, no rebotarán sino que se fusionarán convirtiéndose en helio. Al realizarse esta reacción, se libera energía, que es la que hace que la estrella brille. Estas reacciones aumentan la temperatura del gas y, a mayor temperatura, mayor es la presión del gas (fenómeno explicado por la Ley de Gay-Lussac). Esta presión se equilibra con la atracción gravitatoria y hace que el gas deje de contraerse. Lo podemos comparar con un globo: el aire del interior ejerce una presión que tira hacia fuera y la goma del globo presiona hacia el interior; produciéndose un equilibrio entre estas dos fuerzas.

La estrella tiene una cantidad de hidrógeno limitada. Esto quiere decir que la estrella estará estable durante un tiempo, que depende según el tamaño de la estrella: cuanto más grande, menos tiempo. Cuando la estrella consuma todo su hidrógeno comenzará a enfriarse y se contraerá. Pero, debido al principio de exclusión de Pauli, la estrella volverá a expandirse de nuevo ligeramente, manteniéndose estable nuevamente.

Muerte de la estrella
Pero existe un límite de tamaño que marca si una estrella puede mantenerse estable debido al principio de exclusión: el límite de Chandrasekhar. 

Chandrasekhar calculó que una estrella fría de una masa de una vez y media mayor que la del Sol no podría ser capaz de soportar su gravedad con el principio de exclusión.

•  Si una estrella tiene una masa menor que el límite de Chandrasekhar, se estabilizará formando una enana blanca.

•  Si la estrella tiene una masa mayor que la de este límite, puede explotar (supernova), expulsar parte de materia para reducir su masa o formar un agujero negro: la estrella se sigue contrayendo, se hace más densa y su campo gravitatorio, más poderoso. En estos momentos, la luz de la estrella es muy débil y la vemos de colores rojizos (debido al estiramiento de su longitud de onda). Llega el momento en el que la estrella se contrae hasta un radio crítico, con un campo gravitatorio tan fuerte que ni la luz puede escapar. Dado que nada puede ir más rapido que la luz, si la luz no puede escapar de la gravedad, nada puede escapar de ella. Entonces decimos que se ha formado el agujero negro.

• También existe otro posible final para estrellas con masas de una o dos veces la del Sol, que es convertirse en una estrella de neutrones. Estas estrellas son de un radio de unos 15 km aproximadamente y pueden tener una densidad de decenas de millones de toneladas por centrímetro cúbico, ¡casi nada!

Eso es todo por hoy. Seguiremos profundizando sobre los agujeros negros y sus tipos en un próximo post.
¡Espero que os haya gustado!