Breve historia de los agujeros negros

Los agujeros negros nos parecen un descubrimiento del siglo XX, nada más lejos de la realidad. Aparecieron hace tiempo como resultado teórico al aplicar las leyes de Newton y han seguido manteniéndose al aplicar las leyes de la relatividad de Einstein. Referencias: agujeros negros, estrellas de neutrones, enanas blancas.

La idea de los agujeros negros surge de la unificación de la teoria de la gravedad y de la teoria corpuscular de la luz, las dos ideadas por Newton. En el siglo XVIII se queria descubrir los misterios de las estrellas, ja se conocia que las estrellas no reflejaban la luz sino que brillaban por ellas mismas al igual que el Sol. Conocian también que se encontraban muy lejos las unas de las otras y de nuestro Sol. Medir estas distancias era uno de los objetivos de John Michell.

John Michell (1724-1793) estudio en la Universidad de Cambridge y fue un físico teorico y un gran experimentador, en astronomia, optica, magnetismo, gravitación y geologia. Fue el primero en idear un experimento para medir la constante de la gravitación universal a partir de una balanza de torsión que invento en 1783. Posteriormente en 1798 Henry Cavendish perfecciono la balanza de torsión y volvio a realizar el experimento, que ha pasado a denominarse experimento Cavendish, midiendo la constante de la gravitación universal y calculando la masa y densidad de la Tierra.

Pues bien, Michell se disponia a encontrar la distancia de la estrella Sirio, la más brillante del firmamento, aplicando métodos fotométricos y conociendo la velocidad de la luz. Esta habia sido determinada por James Bradley en 1725 a partir de la aberración estelar, obteniendo un valor de 301.000 km/s. Michell partia del argumento de la existencia de agrupaciones estelares atraidas gravitacionalmente y por tanto tenian que existir estrellas dobles. Las observaciones sobre estos sistemas dobles le proporcionaban un método para hallar la masa, la distancia y la magnitud estelar.

Era tan sencillo como medir el periodo y la distancia mutua entre las estrellas del sistema binario. Aplicando la tercera ley de Kepler conoceria la masa del sistema y la distancia a partir de la disminución de la velocidad de la luz debida a la atracción del Sol. Esta idea surgia como he dicho anteriormente de considerar la luz como particulas de masa que interaccionan con la gravedad. Publico sus ideas en 1784 en Philosophical Transactions de la Royal Society.

A partir de aquí empieza a determinar como calcular la disminución de la velocidad de la luz debido a la fuerza de la gravedad del Sol. Estas ideas le llevan a considerar que la luz al salir de una estrella se tiene que comportar como una piedra lanzada al cielo en la Tierra. Habia descubierto la velocidad de escape, vean el articulo en este mismo blog “velocidad de escape y agujeros negros

Michel se pregunta ¿Qué sucederia si la velocidad de escape supera la velocidad de la luz?, la respuesta es evidente, la luz tiene que caer hacia la estrella. A estos cuerpos los denomina cuerpos oscuros, puesto que son invisibles, aunque pueden detectarse por sus efectos gravitacionales.

En 1795 Pierre-Simon Laplace en su “Exposition du Système du Monde”, hace notar, al igual que Michell, que de acuerdo con la teoría newtoniana de la gravedad y la tería corpuscular de la luz de Newton, la luz no podría escapar e un cuerpo celeste tal que 2GM/Rc2>1, donde M es su masa, R es su radio, G la constante de la gravitación universal y c la velocidad de la luz. Textualmente dice:

“Un astro luminoso de la misma densidad de la Tierra, y cuyo diámetro fuera 250 veces mayor que el del Sol, no dejaría, en virtud de su atracción, que ninguno de sus rayos llegara hasta nosotros; es, pues, posible que los cuerpos luminosos mayores del universo sean, por su propia naturaleza, invisibles”

Las conclusiones de Laplace son bastante ciertas, según los datos actuales el diametro tiene que ser 246 veces el diámetro solar. Pero hay que tener en cuenta que estas afirmaciones, tanto de Michell como de Laplace se basan en en la física clásica. Es decir, consideran que la velocidad de la luz puede frenarse y tiene un comportamiento corpuscular formado por particulas con masa. Curiosamente utilizando la fisica relativista se obtiene la misma ecuación.

Poco despues de que apareciera la teoría de la relatividad general de Einstein, el físico aleman Karl Schwarzschild calculó como se comportaria el espacio alrededor de un punto con masa, obteniendo teoricamente un agujero negro. Pero no creyo que pudiera existir en la realidad.

La historia moderna de los agujeros negros empieza en 1939 cuando Oppenheimer y Snyder, usando las ecuaciones de la teoría de la relatividad general, calculan que sucede a una estrella de gas esférica, densidad homogénea, presión despreciable y masa total M. El resultado es que la esfera debe ir colapsandose a consequéncia de la gravedad y prueban que la superfície de esta esfera, al alcanzar el radio siguiente

radio-sch

(con MS =1,989·1030 kg  la masa del Sol), la materia de la estrella se ha comprimido tanto que la gravedad en la superfície de la estrella es tan intensa que atrapa a la luz y la materia. Aparece una región del espacio de la cual nada puedeescapar. El límite de la región recibe el nombre de horizonte de sucesos del agujero negro. Cualquier objeto puede atravesarlo para caer dentro del agujero negro, pero ninguno puede atravesarlo para salir. La estrella se vuelve invisible para cualquier observador externo.

Por ejemplo, si se comprimiera el Sol hasta un radio de tres kilómetros, unas cuatro millonésimas de su actual tamaño, se convertiría en un agujero negro. La densidad del Sol seria de unos 1019 kilogramos por metro cúbico, superior a la de un núcleo atómico ( 2·1017 kg/m3 ). La Tierra se convertiria en un agujero negro si se comprimiera hasta una radio de nueve milímetros, alrededor de una milmillonésima de su tamaño actual.

¿Pero como pueden formarse los agujeros negros a partir de una estrella? Una estrella tiene un ciclo vital al igual que nosotros, nacen en nubes de polvo y material galáctico, evolucionan y brillan durante cientos y miles de millones de años, pero finalmente se extinguen. Las estrellas brillan porque queman combustible nuclear que se convierte en energia de radiación que sale de la estrella, empujando la masa de la estrella hacia el espacio. La fuerza de la gravedad empuja esta masa hacia el centro de la estrella. Mientras exista el equilibrio entre la radiación y la fuerza de gravedad la estrella continua brillando.

Imaginemos una estrella que ha agotado todos sus combustibles nucleares y ahora no es mas que una esfera de átomos de hierro. Debido a la atracción gravitatoria, la estrella empieza a contraerse. Chandrasekhar demostró en 1931, que si la masa de la estrella cumple la condición M<1,24MS, la presión ejercida por el gas de electrones frena el colapso formandose una enana blanca, con una densidad de unos 2,4·1011 kg/m3 . Para hacerse una idea, un balon de baloncesto compuesto por materia de una enana blanca pesaria en la Tierra como un gran barco transatlántico.

¿Qué ocurre con una estrella cuya masa sea superior al límite de Chandrasekhar y termine su combustible nuclear? Al igual que antes, la presión interna no puede superar el peso gravitatorio de la propia estrella y empieza a contraerse. Si la contracción es muy rápida se calienta bruscamente y acaba explotando formando una supernova. Si en esta explosión la estrella lanza al espacio una gran parte de su masa, la estrella que queda es una estrella de neutrones.

Comento brevemente este suceso, a medida que la estrella aumenta su densidad, la probabilidad de la captura de electrones por el nucleo atómico aumenta (proceso beta inverso). En este proceso los protones capturan electrones para formar un neutron, de esta manera los nucleos son más estables. Llega un momento en que estos neutrones son liberados por el nucleo, apareciendo un gas de neutrones que es capaz de frenar el colapso de la estrella. Se ha formado una estrella de neutrones. Esto es posible si la masa de la estrella tiene una masa entre 3 y 5 veces la solar.

 Una estrella de neutrones tiene un radio comprendido entre 6 i 100 km, con una densidad de 1019 kg/m3 .Para hacerse una idea, un alfiler compuesto de materia de una estrella de neutrones pesaria en la Tierra como dos superpetroleros.

En 1942, Duyvendak, Mayall y Oort dedujeron que la nebulosa del cangrejo son los restos de una supernova, observada por los chinos en el año 1054. Posteriormente Baade y Minkowski identificaron una estrella cercana al centro de la nebulosa como la estrella que ocasiono la supernova. En 1969 se descubrio ques esta estrella era un pulsar, una estrella de neutrones en rotación.Empezaban a observase objetos astronómicos que primero habian salido de los papeles.

Pero, ¿que sucede si la masa de la estrella es superior a 3 o 5 masas solares? En este caso, solo actua la fuerza de la gravedad y no se conoce nada que pueda parar el proceso de colapso gravitatorio de la estrella hasta foramr un agujero negro.

Hay otros mecanismos de formación de agujeros negros como la agrupación de estrellas que acaban fusionandose y alcanzar la masa crítica para formar un agujero negro o por la perturbación en la densidad del universo primitivo formando miniagujeros negros que pueden haber ido creciendo al absorver radiación y materia.

La teoria de la gravitacion de Einstein nos dice que una intensa fuente gravitatoria, como los agujeros negros, altera la forma en que discurre el tiempo y la manera de medir las distancias. En el siguiente post veremos que le sucede a un astronauta en caida libre hacia un agujero negro.

Acerca de Carles Paul

Licenciado en Ciencias Físicas por la Universidad de Barcelona, Master en Física y Matemática Aplicada por la Universidad Politécnica de Cataluña y Master en Historia de la Ciencia por la Universidad Autónoma de Barcelona. Técnico Experto Evaluador Europeo. Profesor titulado de física y matemáticas de la Politècnica de Mataró, des de 1991. Director Científico de Innovem.
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7 respuestas a Breve historia de los agujeros negros

  1. Anónimo dijo:

    ¿Breve?

  2. Anónimo dijo:

    ¿El descubrimiento de Oppenheimer fue en el año 1939 o en el aqui comentado año 1929?

  3. Carles Paul dijo:

    Pues fue en el año 1939, lo siento, un error tipogràfico.

    En 1939 Oppenheimer y Snyder publican “On Gravitational Contraction” en la revista Physical Review, Volumen 56, 455-459. Pongo el abstrac:

    “When all thermonuclear sources of energy are exhausted a sufficiently heavy star will collapse. Unless fission due to rotation, the radiation of mass, or the blowing off of mass by radiation, reduce the star’s mass to the order of that of the sun, this contraction will continue indefinitely. In the present paper we study the solutions of the gravitational field equations which describe this process. In I, general and qualitative arguments are given on the behavior of the metrical tensor as the contraction progresses: the radius of the star approaches asymptotically its gravitational radius; light from the surface of the star is progressively reddened, and can escape over a progressively narrower range of angles. In II, an analytic solution of the field equations confirming these general arguments is obtained for the case that the pressure within the star can be neglected. The total time of collapse for an observer comoving with the stellar matter is finite, and for this idealized case and typical stellar masses, of the order of a day; an external observer sees the star asymptotically shrinking to its gravitational radius.”

    Tambien publica en 1939 junto a Volkoff “On Massive Neutron Cores” Physical Review,Vol. 55, 374-381, donde realiza los primeros cálculos detallado de la estructura de las estrellas de neutrones a partir de la teoría de la estructura estelar teniendo en cuenta los efectos de la relatividad general. Les pongo el abstrac:

    “It has been suggested that, when the pressure within stellar matter becomes high enough, a new phase consisting of neutrons will be formed. In this paper we study the gravitational equilibrium of masses of neutrons, using the equation of state for a cold Fermi gas, and general relativity. For masses under 1/3⊙ only one equilibrium solution exists, which is approximately described by the nonrelativistic Fermi equation of state and Newtonian gravitational theory. For masses 1/3⊙<m<3/4⊙ two solutions exist, one stable and quasi-Newtonian, one more condensed, and unstable. For masses greater than 3/4⊙ there are no static equilibrium solutions. These results are qualitatively confirmed by comparison with suitably chosen special cases of the analytic solutions recently discovered by Tolman. A discussion of the probable effect of deviations from the Fermi equation of state suggests that actual stellar matter after the exhaustion of thermonuclear sources of energy will, if massive enough, contract indefinitely, although more and more slowly, never reaching true equilibrium."

    Disculpad el error, consecuencias de escribir a altas horas de la noche y a una edad tambien avanzada (al menos a mi me lo parece).

  4. Anónimo dijo:

    Muchas gracias por la aclaración. Esta información me ha servido de mucha ayuda.

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  6. Pingback: De la Mecánica Cuántica a los Agujeros Negros | abcienciade

  7. Sandra dijo:

    Me encanta este tema

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