Los objetos cuyos campos gravitatorios son demasiado fuertes para que escape la luz fueron considerados por primera vez en el siglo XVIII por John Michell y Pierre-Simon Laplace . [8] En 1916, Karl Schwarzschild encontró la primera solución moderna de la relatividad general que caracterizaría un agujero negro. David Finkelstein , en 1958, publicó por primera vez la interpretación del "agujero negro" como una región del espacio de la que nada puede escapar. Durante mucho tiempo, los agujeros negros se consideraron una curiosidad matemática; no fue hasta la década de 1960 que el trabajo teórico demostró que eran una predicción genérica de la relatividad general. El descubrimiento de las estrellas de neutrones por Jocelyn Bell Burnellen 1967 despertó el interés en los objetos compactos colapsados gravitacionalmente como una posible realidad astrofísica. El primer agujero negro conocido fue Cygnus X-1 , identificado por varios investigadores de forma independiente en 1971. [9] [10]
Los agujeros negros de masa estelar se forman cuando las estrellas masivas colapsan al final de su ciclo de vida. Una vez que se ha formado un agujero negro, puede crecer absorbiendo masa de su entorno. Se pueden formar agujeros negros supermasivos de millones de masas solares ( M ☉ ) al absorber otras estrellas y fusionarse con otros agujeros negros. Existe consenso en que existen agujeros negros supermasivos en los centros de la mayoría de las galaxias .
La presencia de un agujero negro se puede inferir a través de su interacción con otra materia y con la radiación electromagnética como la luz visible. Cualquier materia que caiga en un agujero negro puede formar un disco de acreción externo calentado por la fricción , formando cuásares , algunos de los objetos más brillantes del universo. Las estrellas que pasan demasiado cerca de un agujero negro supermasivo pueden triturarse en serpentinas que brillan muy intensamente antes de ser "tragadas". [11]Si otras estrellas están orbitando un agujero negro, sus órbitas se pueden usar para determinar la masa y la ubicación del agujero negro. Estas observaciones se pueden utilizar para excluir posibles alternativas, como las estrellas de neutrones. De esta forma, los astrónomos han identificado numerosos candidatos a agujeros negros estelares en sistemas binarios y han establecido que la fuente de radio conocida como Sagittarius A* , en el núcleo de la Vía Láctea , contiene un agujero negro supermasivo de unos 4,3 millones de masassolares .
Simulación animada de un agujero negro de Schwarzschild con una galaxia que pasa detrás. Alrededor del momento de la alineación, se observa una lente gravitatoria extrema de la galaxia.
Vista simulada de un agujero negro frente a la Gran Nube de Magallanes . Tenga en cuenta el efecto de lente gravitacional, que produce dos vistas ampliadas pero muy distorsionadas de la Nube. En la parte superior, el disco de la Vía Láctea aparece distorsionado en un arco. Publicado en 2019. [12]
Representación artística de un agujero negro y sus características.
Dilatación del tiempo gravitacional alrededor de un agujero negro
Lejos del agujero negro, una partícula puede moverse en cualquier dirección, como lo ilustra el conjunto de flechas. Sólo está restringida por la velocidad de la luz.
Más cerca del agujero negro, el espacio-tiempo comienza a deformarse. Hay más caminos que van hacia el agujero negro que caminos que se alejan. [Nota 3]
Dentro del horizonte de eventos, todos los caminos acercan la partícula al centro del agujero negro. Ya no es posible que la partícula escape.
La ergosfera es una región fuera del horizonte de eventos, donde los objetos no pueden permanecer en su lugar. [113]
Simulación de la colisión de dos agujeros negros
Nube de gas desgarrada por un agujero negro en el centro de la Vía Láctea (las observaciones de 2006, 2010 y 2013 se muestran en azul, verde y rojo, respectivamente). [124]
Impresión artística de una semilla de agujero negro supermasivo [126]
Evento simulado en el detector CMS: una colisión en la que se puede crear un microagujero negro
Impresión artística del agujero negro más cercano a la Tierra y su estrella compañera similar al Sol
La impresión de este artista representa los caminos de los fotones en las proximidades de un agujero negro. La flexión gravitacional y la captura de la luz por el horizonte de sucesos es la causa de la sombra capturada por el Telescopio del Horizonte de Sucesos.
Aparición prevista de un agujero negro no giratorio con un anillo toroidal de materia ionizada, tal como se ha propuesto [164] como modelo para Sagitario A* . La asimetría se debe al efecto Doppler resultante de la enorme velocidad orbital necesaria para el equilibrio centrífugo de la poderosa atracción gravitatoria del agujero.
Agujero negro con corona, fuente de rayos X (concepto artístico) [176]
La NASA simuló una vista desde fuera del horizonte de un agujero negro de Schwarzschild iluminado por un delgado disco de acreción.
Desenfoque de rayos X cerca del agujero negro ( NuSTAR ; 12 de agosto de 2014) [176]
Simulación por computadora de una estrella siendo consumida por un agujero negro. El punto azul indica la ubicación del agujero negro.
Esta animación compara los "latidos del corazón" de rayos X de GRS 1915 e IGR J17091, dos agujeros negros que ingieren gas de estrellas compañeras.
Una imagen del Observatorio de rayos X Chandra de Cygnus X-1 , que fue el primer candidato fuerte a agujero negro descubierto
Las ondas magnéticas, llamadas ondas S de Alfvén , fluyen desde la base de los chorros de los agujeros negros.
Detección de destellos de rayos X inusualmente brillantes de Sagitario A*, un agujero negro en el centro de la Vía Láctea el 5 de enero de 2015 [192]
Simulación de una nube de gas después de un acercamiento cercano al agujero negro en el centro de la Vía Láctea. [196]
S = 1 / 4 c 3 k / Għ A
La fórmula para la entropía de Bekenstein-Hawking ( S ) de un agujero negro, que depende del área del agujero negro ( A ). Las constantes son la velocidad de la luz ( c ), la constante de Boltzmann ( k ), la constante de Newton ( G ) y la constante de Planck reducida ( ħ ). En unidades de Planck, esto se reduce a S = A / 4 .
