Alrededor del agujero negro<\/a> puede formarse un disco de acreci\u00f3n cuando cae materia sobre \u00e9l desde una estrella cercana que, para su mal, \u00a0se atreve a traspasar el horizonte de sucesos. Es tan enorme la fuerza de gravedad que genera el agujero negro<\/a> que, en tal circunstancias, literalmente hablando se come a esa estrella compa\u00f1era pr\u00f3xima. En ese proceso, el agujero negro<\/a> produce energ\u00eda predominantemente en longitudes de onda de rayos X<\/a> a medida que la materia est\u00e1 siendo engullida hacia la singularidad<\/a>.\u00a0 De hecho, estos rayos X<\/a> pueden ser detectados por sat\u00e9lites en \u00f3rbita. Se ha localizado una enorme fuente de rayos X<\/a> en el centro mismo de nuestra galaxia. En realidad han sido varias las fuentes localizadas all\u00ed, a unos 30.000 a\u00f1os luz de nosotros. Son serios candidatos a agujeros negros<\/a>, siendo el m\u00e1s famoso Cygnus X-1.<\/p>\n Existen varias formas te\u00f3ricamente posibles de agujeros negros<\/a>.<\/p>\n En la pr\u00e1ctica es m\u00e1s f\u00e1cil que los agujeros negros<\/a> est\u00e9n rotando y que no tengan carga el\u00e9ctrica, forma conocida como agujero negro<\/a> de Kerr. Los agujeros negros<\/a> no son totalmente negros; la teor\u00eda sugiere que pueden emitir energ\u00eda en forma de radiaci\u00f3n Hawking.<\/p>\n La estrella supermasiva, cuando se convierte en un agujero negro<\/a> se contrae tanto que realmente desaparece de la vista, de ah\u00ed su nombre de “agujero negro<\/a>”. Su enorme densidad genera una fuerza gravitatoria tan descomunal que la velocidad de escape<\/a> supera a la de la luz, por tal motivo, ni la luz puede escapar de \u00e9l. En la singularidad<\/a>, dejan de existir el tiempo y el espacio; podr\u00edamos decir que el agujero negro<\/a> est\u00e1 fuera, apartado de nuestro universo, pero en realidad deja sentir sus efectos ya que, como antes dije, se pueden detectar las radiaciones de rayos X<\/a> que emite cuando engulle materia de cualquier objeto estelar que se le aproxime m\u00e1s all\u00e1 del punto l\u00edmite que se conoce como horizonte de sucesos<\/em>.<\/p>\n Con la explicaci\u00f3n anterior he querido significar que, de acuerdo con la relatividad<\/a> de Einstein<\/a>, cabe la posibilidad de que una masa redujera sin l\u00edmite su tama\u00f1o y se autoconfinara en un espacio infinitamente peque\u00f1o y que, alrededor de esta, se forme una frontera gravitacional a la que se ha dado el nombre de horizonte de sucesos. He dicho al principio de este apartado que en 1.916, fue Schwarzschild el que marca el l\u00edmite de este horizonte de sucesos para cualquier cuerpo celeste, magnitud conocida como radio de Schwarzschild que se denota por: Donde M<\/em> es la masa del agujero negro<\/a>, G<\/em> es la constante gravitacional de Newton<\/a>, y c2<\/sup><\/em> es la velocidad de la luz elevada al cuadrado. As\u00ed, el radio de Schwarzschil para el Sol que tiene un di\u00e1metro de 1.392.530 Km, ser\u00eda de s\u00f3lo tres kil\u00f3metros, mientras que el de la Tierra es de 1 cm: si un cuerpo con la masa de la Tierra se comprimiera hasta el extremo de convertirse en una singularidad<\/a>, la esfera formada por su horizonte de sucesos tendr\u00eda el modesto tama\u00f1o de una bolita o canica de ni\u00f1os. Por otro lado, para una estrella de unas 10 masas solares el radio de Schwarzschild es de unos 30 kil\u00f3metros. Que para nuestro Sol, como he dicho antes, se quedar\u00eda en s\u00f3lo tres kil\u00f3metros, tal es su grado de encogimiento sobre s\u00ed mismo.<\/p>\n Por otra parte, los acontecimientos que ocurren fuera del horizonte de sucesos en un agujero negro<\/a>, tienen un comportamiento como cualquier otro objeto c\u00f3smico de acuerdo a la masa que presente. Por ejemplo, si nuestro Sol se transformara en un agujero negro<\/a>, la Tierra seguir\u00eda con los mismos patrones orbitales que antes de dicha conversi\u00f3n del Sol en agujero negro<\/a>.<\/p>\n Ahora bien, y en funci\u00f3n de la f\u00f3rmula anteriormente descrita, el horizonte de sucesos se incrementa en la medida que crece la masa del agujero a medida que atrae masa hacia \u00e9l y se la traga introduci\u00e9ndola en la singularidad<\/a>. Las evidencias observacionales nos invitan a pensar que en muchos centros de galaxias se han formado ya inmensos agujeros negros<\/a> supermasivos que han acumulado tanta masa (absorciones de materia interestelar y estrellas) que su tama\u00f1o m\u00e1sico estar\u00eda bordeando el mill\u00f3n de masas solares, pero su radio de Schwarzschil no supera ni las 20 UA<\/a> (unidad astron\u00f3mica = 150 millones de Km), mucho menor que nuestro sistema solar.<\/p>\n Comprender lo que es una singularidad<\/a> puede resultar muy dif\u00edcil para una persona alejada de la ciencia en s\u00ed.<\/p>\n Es un asunto bastante complejo el de la singularidad<\/a> en s\u00ed misma, y para los lectores m\u00e1s alejados de los quehaceres de la f\u00edsica, ser\u00e1 casi imposible aceptarla. En el pasado, no fue f\u00e1cil su aceptaci\u00f3n, a pesar de las conclusiones radicales que expuso Kart Schwarzschild en su trabajo inspirado en la teor\u00eda y ecuaciones de Einstein<\/a>. De hecho, hasta el mismo Einstein<\/a> dud\u00f3 de la existencia de tales monstruos cosmol\u00f3gicos. Incluso durante largo tiempo, la comunidad cient\u00edfica lo consider\u00f3 como una curiosidad te\u00f3rica. Tuvieron que transcurrir 50 a\u00f1os de conocimientos experimentales y observaciones astron\u00f3micas para empezar a creer, sin ning\u00fan atisbo de duda, que los agujeros negros<\/a> exist\u00edan realmente.<\/p>\n El concepto mismo de “singularidad<\/a>” desagradaba a la mayor\u00eda de los f\u00edsicos, pues la idea de una densidad infinita se alejaba de toda comprensi\u00f3n.\u00a0 La naturaleza humana est\u00e1 mejor condicionada a percibir situaciones que se caracterizan por su finitud, cosas que podemos medir y pesar, y que est\u00e1n alojadas dentro de unos l\u00edmites concretos; ser\u00e1n m\u00e1s grande o m\u00e1s peque\u00f1as pero, todo tiene un comienzo y un final pero… infinito<\/span>, es dif\u00edcil de digerir.\u00a0 Adem\u00e1s, en la singularidad<\/a>, seg\u00fan resulta de las ecuaciones, ni existe el tiempo ni existe el espacio. Parece que se tratara de otro universo dentro de nuestro universo toda la regi\u00f3n afectada por la singularidad<\/a> que, eso s\u00ed, afecta de manera real al entorno donde est\u00e1 situada y adem\u00e1s, no es pac\u00edfica, ya que se nutre de cuerpos estelares circundantes que atrae y engulle.<\/p>\n La noci\u00f3n de singularidad<\/a> empez\u00f3 a adquirir un mayor cr\u00e9dito cuando Robert Oppenheimer, junto a Hartlan S. Snyder, en el a\u00f1o 1.939 escribieron un art\u00edculo anexo de otro anterior de Oppenheimer sobre las estrellas de neutrones<\/a>. En este \u00faltimo art\u00edculo, describi\u00f3 de manera magistral la conclusi\u00f3n de que una estrella con masa suficiente pod\u00eda colapsarse bajo la acci\u00f3n de su propia gravedad hasta alcanzar un punto adimensional; con la demostraci\u00f3n de las ecuaciones descritas en dicho art\u00edculo, la demostraci\u00f3n qued\u00f3 servida de forma irrefutable que una estrella lo suficientemente grande, llegado su final al consumir todo su combustible de fusi\u00f3n nuclear, continuar\u00eda comprimi\u00e9ndose bajo su propia gravedad, m\u00e1s all\u00e1 de los estados de enana blanca<\/a> o de estrella de neutrones<\/a>, para convertirse en una singularidad<\/a>.<\/p>\n Los c\u00e1lculos realizados por Oppenheimer y Snyder para la cantidad de masa que deb\u00eda tener una estrella para terminar sus d\u00edas como una singularidad<\/a> estaban en los l\u00edmites m\u00e1sicos de M =~ masa solar, estimaci\u00f3n que fue corregida posteriormente por otros f\u00edsicos te\u00f3ricos que llegaron a la conclusi\u00f3n de que s\u00f3lo ser\u00eda posible que una estrella se transformara en singularidad<\/a>, la que al abandonar su fase de gigante roja retiene una masa residual como menos de 2 – 3 masas solares.<\/p>\n Oppenheimer y Snyder desarrollaron el primer ejemplo expl\u00edcito de una soluci\u00f3n a las ecuaciones de Einstein<\/a> que describ\u00eda de manera cierta a un agujero negro<\/a>, al desarrollar el planteamiento de una nube de polvo colapsante. En su interior, existe una singularidad<\/a>, pero no es visible desde el exterior, puesto que est\u00e1 rodeada de un horizonte de suceso que no deja que nadie se asome, la vea, y vuelva para contarlo. Lo que traspasa los l\u00edmites del horizonte de sucesos, ha tomado el camino sin retorno. Su destino irreversible, la singularidad<\/a> de la que pasar\u00e1 a formar parte.<\/p>\n Desde entonces, muchos han sido los f\u00edsicos que se han especializado profundizando en las matem\u00e1ticas relativas a los agujeros negros<\/a>. John Malher (que los bautiz\u00f3 como agujeros negros<\/a>), Roger Penrose, Stephen Hawking, Kip S. Thorne, Kerr y muchos otros nombres que ahora no recuerdo, han contribuido de manera muy notable al conocimiento de los agujeros negros<\/a>, las cuestiones que de ellas se derivan y otras consecuencias de densidad, energ\u00eda, gravedad, ondas gravitacionales, etc, que son deducidas a partir de estos fen\u00f3menos del cosmos.<\/p>\n Se afirma que las singularidad<\/a>es se encuentran rodeadas por un horizonte de sucesos, pero para un observador, en esencia, no puede ver nunca la singularidad<\/a> desde el exterior. Espec\u00edficamente implica que hay alguna regi\u00f3n incapaz de enviar se\u00f1ales al infinito exterior. La limitaci\u00f3n de esta regi\u00f3n es el horizonte de sucesos<\/em>, tras ella se encuentra atrapado el pasado y el infinito nulo futuro. Lo anterior nos hace distinguir que en esta frontera se deber\u00edan reunir las caracter\u00edsticas siguientes:<\/p>\n Todo esto ha sido demostrado matem\u00e1ticamente por Israel, 1.967; Carter, 1.971; Robinson, 1.975; y Hawking, 1.978 con l\u00edmite futuro asint\u00f3tico de tal espaciotiempo como el espaciotiempo de Kerr, lo que resulta notable, pues la m\u00e9trica de Kerr es una hermosa y exacta formulaci\u00f3n para las ecuaciones de vac\u00edo de Einstein<\/a> y, como un tema que se relaciona con la entrop\u00eda<\/a> en los agujeros negros<\/a>.<\/p>\n No resulta arriesgado afirmar que existen variables en las formas de las singularidad<\/a>es que, seg\u00fan las formuladas por Oppenheimer y su colaborador Snyder, despu\u00e9s las de Kerr y m\u00e1s tarde otros, todas podr\u00edan existir como un mismo objeto que se presenta en distintas formas o maneras.<\/p>\n Ahora bien, para que un ente, un objeto o un observador pueda introducirse dentro de una singularidad<\/a> como un agujero negro<\/a>, en cualquiera que fuese su forma, tendr\u00eda que traspasar el radio de Schwarzschild (las fronteras matem\u00e1ticas del horizonte de sucesos), cuya velocidad de escape<\/a> es igual a la de la luz, aunque esta tampoco puede salir de all\u00ed una vez atrapada dentro de los l\u00edmites fronterizos determinados por el radio. Este radio de Schwarzschild puede ser calculado us\u00e1ndose la ecuaci\u00f3n para la velocidad de escape<\/a> (m\u00e1s abajo expuesta).<\/p>\n Para el caso de fotones<\/a> u objeto sin masa, tales como neutrinos<\/a>, se sustituye la velocidad de escape<\/a> por la de la luz c2<\/sup><\/em>.<\/p>\n La velocidad de escape<\/a> est\u00e1 referida a la velocidad m\u00ednima requerida para escapar de un campo gravitacional. El objeto que escapa puede ser cualquier cosa, desde una mol\u00e9cula de gas a una nave espacial. Como antes he reflejado est\u00e1 dada por As\u00ed hemos comprendido que, a mayor masa del cuerpo del que se pretende escapar, mayor ser\u00e1 la velocidad que necesitamos para escapar de \u00e9l. Veamos algunas:<\/p>\n \n\n
![](\"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2008\/07\/radio_schwarzschild.gif\" "\\"radio_schwarzschild\\"")
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![](\"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/wp-content\/uploads\/2008\/07\/velocidad-escape.gif\" "\\"velocidad-escape\\"")
, donde G<\/em> es la constante gravitacional, M<\/em> es la masa del cuerpo y R<\/em> es la distancia del objeto que escapa del centro del cuerpo del que pretende escapar (del n\u00facleo). Un objeto que se mueva a velocidad menor a la de escape entra en una \u00f3rbita el\u00edptica; si se mueve a una velocidad exactamente igual a la de escape, sigue una \u00f3rbita parab\u00f3lica, y si el objeto supera la velocidad de escape<\/a>, se mueve en una trayectoria hiperb\u00f3lica.<\/p>\n
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