Reacciones químicas inorganicas

Reacciones quimicas inorganicas

Untitled Prezi de Oscar Soria en Prezi 

Agujeros Negros

Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada como para generar un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiación, lo cual fue conjeturado por Stephen Hawking en los años 70. La radiación emitida por agujeros negros como Cygnus X-1 no procede del propio agujero negro sino de su disco de acreción.

La gravedad de un agujero negro, o «curvatura del espacio-tiempo», provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es previsto por las ecuaciones del campo de Einstein. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo los fotones. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros. Previamente, en 1963, Roy Kerrhabía demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener unageometría cuasiesférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.

Se conjetura que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos.

El 11 de febrero de 2016, las colaboraciones LIGO, Virgo y GEO600 anunciaron la primera detección de ondas gravitacionales, producidas por la fusión de dos agujeros negros a unos 410 millones de pársecs, megapársecs o Mpc, es decir, a unos 1337 millones de años luz, mega-años luz o Mal de la Tierra. Las observaciones demostraron la existencia de un sistema binario de agujeros negros de masa estelar y la primera observación de una fusión de un agujero negro binario. Anteriormente, la existencia de agujeros negros estaba apoyada en observaciones astronómicas de forma indirecta, a través de la emisión derayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

La gravedad de un agujero negro puede atraer al gas que se encuentra a su alrededor, que se arremolina y calienta a temperaturas de hasta 12 millones de grados Celsius, esto es, 2000 veces mayor temperatura que la superficie del Sol.

Proceso de formación

os agujeros negros proceden de un proceso de colapso gravitatorio que fue ampliamente estudiado a mediados de siglo XX por diversos científicos, particularmente Robert Oppenheimer, Roger Penrose y Stephen Hawking entre otros. Hawking, en su libro divulgativo Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros (1988), repasa algunos de los hechos bien establecidos sobre la formación de agujeros negros.

Este proceso comienza después de la muerte de una gigante roja (estrella de 30 o más veces la masa del Sol), entendiéndose por muerte la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre sí misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto, dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la autoatracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.

Un protón y un electrón se aniquilan emitiendo un neutrón y un neutrino-electrón.

En palabras más simples, un agujero negro es el resultado final de la acción de la gravedad extrema llevada hasta el límite posible. La misma gravedad que mantiene a la estrella estable, la empieza a comprimir hasta el punto que los átomos comienzan a aplastarse. Los electrones en órbita se acercan cada vez más al núcleo atómico y acaban fusionándose con los protones, formando más neutrones mediante el proceso:

${\displaystyle p^{+}+e^{-}\to n^{0}+{\nu }_{e}}$

Por lo que este proceso comportaría la emisión de un número elevado de neutrinos. El resultado final, una estrella de neutrones. En este punto, dependiendo de la masa de la estrella, el plasma de neutrones dispara una reacción en cadena irreversible, la gravedad aumenta enormemente al disminuirse la distancia que había originalmente entre los átomos. Las partículas de neutrones implosionan, aplastándose más, logrando como resultado un agujero negro, que es una región del espacio-tiempo limitada por el llamado horizonte de sucesos. Los detalles de qué sucede con la materia que cae más allá de este horizonte dentro de un agujero negro no se conocen porque para escalas pequeñas sólo una teoría cuántica de la gravedad podría explicarlos adecuadamente, pero no existe una formulación completamente consistente con dicha teoría.

Historia

El concepto de un cuerpo tan denso que ni siquiera la luz puede escapar de él, fue descrito en un artículo enviado en 1783 a la Royal Society por un geólogo inglés llamadoJohn Michell. Por aquel entonces la teoría de Newton de la gravitación y el concepto de velocidad de escape eran muy conocidas. Michell calculó que un cuerpo con un radio500 veces el del Sol y la misma densidad, tendría, en su superficie, una velocidad de escape igual a la de la luz y sería invisible. En 1796, el matemático francés Pierre-Simon Laplace explicó en las dos primeras ediciones de su libro Exposition du Systeme du Monde la misma idea aunque, al ganar terreno la idea de que la luz era una onda sin masa, en el siglo XIX fue descartada en ediciones posteriores.

En 1915, Einstein desarrolló la relatividad general y demostró que la luz era influida por la interacción gravitatoria. Unos meses después, Karl Schwarzschild encontró una solución a las ecuaciones de Einstein, donde un cuerpo pesado absorbería la luz. Se sabe ahora que el radio de Schwarzschild es el radio del horizonte de sucesos de un agujero negro que no gira, pero esto no era bien entendido en aquel entonces. El propio Schwarzschild pensó que no era más que una solución matemática, no física. En 1930,Subrahmanyan Chandrasekhar demostró que un cuerpo con una masa crítica, (ahora conocida como límite de Chandrasekhar) y que no emitiese radiación, colapsaría por su propia gravedad porque no había nada que se conociera que pudiera frenarla (para dicha masa la fuerza de atracción gravitatoria sería mayor que la proporcionada por elprincipio de exclusión de Pauli). Sin embargo, Eddington se opuso a la idea de que la estrella alcanzaría un tamaño nulo, lo que implicaría una singularidad desnuda de materia, y que debería haber algo que inevitablemente pusiera freno al colapso, línea adoptada por la mayoría de los científicos.

Imagen simulada de como se vería un agujero negro con una masa de diez soles, a una distancia de 600 kilómetros, con la vía láctea al fondo (ángulo horizontal de la abertura de la cámara fotográfica: 90°).

En 1939, Robert Oppenheimer predijo que una estrella masiva podría sufrir un colapso gravitatorio y, por tanto, los agujeros negros podrían ser formados en la naturaleza. Esta teoría no fue objeto de mucha atención hasta los años 60 porque, después de la Segunda Guerra Mundial, se tenía más interés en lo que sucedía a escala atómica.

En 1967, Stephen Hawking y Roger Penrose probaron que los agujeros negros son soluciones a las ecuaciones de Einstein y que en determinados casos no se podía impedir que se crease un agujero negro a partir de un colapso. La idea de agujero negro tomó fuerza con los avances científicos y experimentales que llevaron al descubrimiento de los púlsares. Poco después, en 1969, John Wheeler acuñó el término "agujero negro" durante una reunión de cosmólogos en Nueva York, para designar lo que anteriormente se llamó "estrella en colapso gravitatorio completo".

Clasificación teórica

Según su origen, teóricamente pueden existir al menos tres clases de agujeros negros: 

 -Según la masa

   --Agujero negro supermasivo

Un agujero negro supermasivo es un agujero negro con una masa del orden de millones o decenas de miles de millones de masas solares.

Estudios científicos sugieren fuertemente que la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en el centro galáctico, llamado Sagitario A*. Se cree que muchas, si no todas las galaxias, albergan un agujero negro supermasivo en su centro. De hecho, una de las teorías más extendidas en los últimos tiempos es la de suponer que todas las galaxias elípticas y espirales poseen en su centro un agujero negro supermasivo, el cual generaría la gravedad suficiente para mantener la unidad.

Arriba: Representación artística de un agujero negro supermasivo absorbiendo materia de una estrella cercana. Abajo: imágenes de un supuesto agujero negro supermasivo devorando una estrella en la galaxia RXJ 1242-11. Izq.: en rayos x; Der.: en luz visible.¹

  --Introducción

Un agujero negro supermasivo tiene algunas propiedades interesantes que lo diferencian de otros de menor masa:

• La densidad media de un agujero negro supermasivo puede ser muy baja, de hecho puede ser menor que la densidad del agua, si su masa es suficientemente grande. Esto ocurre porque el radio del agujero negro se incrementa linealmente con la masa, por lo que la densidad decae con el cuadrado de la masa, mientras que el volumen es proporcional al cubo del radio de Schwarzschild de tal manera que la densidad satisface la siguiente proporcionalidad:

${\displaystyle \rho \propto {\frac {M}{R_{S}^{3}}}\propto {\frac {c^{6}}{G^{3}M^{2}}}\approx 6,177\cdot 10^{17}\left({\frac {M_{\odot }}{M}}\right)^{2}\ {\frac {\mbox{g}}{{\mbox{cm}}^{3}}}}$

Donde ${\displaystyle \scriptstyle M_{\odot }}$ es la masa del sol y ${\displaystyle \scriptstyle M}$ la masa del agujero negro supermasivo. La cantidad anterior es inferior a la densidad del agua cuando la masa supera mil millones de veces la masa solar.

• Las fuerzas de marea en la vecindad del Horizonte de sucesos son sensiblemente menores. Dado que el centro de la singularidad está muy alejado del horizonte, un hipotético astronauta viajando hacia el centro del agujero negro no experimentaría fuerzas de marea significativas hasta adentrarse mucho en el agujero negro.

Los agujeros negros de este tamaño pueden formarse solo de dos formas: por una lenta absorción (acrecimiento) de materia (a partir de un tamaño estelar), o directamente por presión externa en los primeros instantes del Big Bang. El primer método requiere un largo período y grandes cantidades de materia disponibles para el crecimiento del agujero negro superamasivo.

Mediciones Doppler de la materia que rodea el núcleo de galaxias vecinas a la Vía Láctea, revelan un movimiento giratorio muy rápido, que sólo es posible por una gran concentración de materia en el centro. Actualmente, el único objeto conocido que puede contener suficiente materia en tan reducido espacio es un agujero negro.

En galaxias activas más alejadas, se piensa que el ancho de las líneas espectrales está relacionado con la masa del agujero negro que genera la actividad de la galaxia.

Se especula que agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias, actuarían como los "motores" de las mismas, provocando sus movimientos giratorios, tales como galaxias Seyfert y cuásares. Se cree que Sagitario A* es el agujero negro supermasivo central de la Vía Láctea.

Historia de la búsqueda de agujeros negros supermasivos

Donald Lynden-Bell y Martin Rees en 1971 exponen la hipótesis de que el centro de la Vía Láctea podría contener un agujero negro supermasivo. Sagitario A* fue descubierto y nombrado el 13 de febrero y 15 de 1974, por los astrónomos Bruce Balick y Robert Brown utilizando el interferómetro de línea de base del Observatorio Nacional de Radio Astronomía ² Se descubrió una fuente de radio que emite radiación sincrotrón.; se encontró ser denso e inmóvil debido a su gravitación. Este fue, por lo tanto, el primer indicio de que existe un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea.

Formación

Concepción artística de un agujero y la acreción del disco negro supermasivo

El origen de los agujeros negros supermasivos sigue siendo un campo abierto de investigación. Los astrofísicos están de acuerdo en que una vez que un agujero negro está en su lugar en el centro de una galaxia, puede crecer por la acreción de materia y mediante la fusión con otros agujeros negros. Hay, sin embargo, varias hipótesis para los mecanismos de formación y masas iniciales de los progenitores, o "semillas", de agujeros negros supermasivos.

• La hipótesis más obvia es que las semillas son agujeros negros de decenas o quizás cientos de masas solares que quedan por las explosiones de estrellas masivas y aumentan por acreción de materia.
• Otro modelo consiste en una gran nube de gas en el período anterior a las primeras estrellas formadas al colapsar en una "cuasi-estrella" y luego en un agujero negro en principio de sólo alrededor de ~ 20 M☉, y después, rápidamente, por acreción, convertirse con relativa rapidez en un agujero negro de masa intermedia, y posiblemente un SMBH (Agujero Negro SuperMasivo; siglas en inglés) si la tasa de acreción no decae en masas mayores. ³ La "cuasi-estrella" inicial se vuelve inestable por perturbaciones radiales debido a la producción de pares electrón-positrón en su núcleo, y puede colapsar directamente en un agujero negro sin una explosión de supernova, que expulse la mayor parte de su masa dejando un agujero negro como remanente.
• Sin embargo, otro modelo ⁴ implica un cúmulo estelar denso sometido a colapso en un núcleo con disminución de la cantidad de calor del resto expulsado por dispersión a velocidades relativistas.
• Por último, los agujeros negros primordiales pueden haber sido producidos directamente por la presión externa en los primeros momentos después del Big Bang. La formación de los agujeros negros por la muerte de las primeras estrellas se ha estudiado y corroborado por las observaciones ampliamente. Los otros modelos para la formación del agujero negro mencionadas anteriormente son teóricos.

Impresión de la gran salida del artista expulsado del cuásar SDSS J1106 + 1939

La dificultad en la formación de un agujero negro supermasivo reside en la necesidad de suficiente materia para estar en un pequeño volumen. Este asunto tiene que tener muy poco momento angular para que esto suceda. Normalmente, el proceso de acreción implica el transporte de una gran dotación inicial de momento angular hacia el exterior, y este parece ser el factor limitante en el crecimiento del agujero negro. Este es un componente importante de la teoría de los discos de acreción. La acreción de gas es lo más eficiente y también la manera más visible en el que crecen los agujeros negros. La mayor parte del crecimiento de la masa de los agujeros negros supermasivos se cree que ocurre a través de episodios de la acreción rápida de gas, que son observables como núcleos galácticos activos o cuásares. Las observaciones revelan que los cuásares eran mucho más frecuentes cuando el Universo era más joven, lo que indica que los agujeros negros supermasivos se formaron y crecieron temprano. Un factor limitante importante para las teorías de la formación de un agujero negro supermasivo es la observación de cuásares distantes luminosos, que indican que los agujeros negros supermasivos de miles de millones de masas solares ya se habían formado cuando el universo tenía menos de mil millones de años. Esto sugiere que los agujeros negros supermasivos se iniciaron muy temprano en el Universo, dentro de las primeras galaxias masivas.

Actualmente, parece que hay un hueco en la distribución de la masa observada de los agujeros negros. Hay agujeros negros de masa estelar, generados a partir de estrellas que colapsan, que van hasta quizá 33 M☉. El agujero negro supermasivo mínimo es del orden de cientos de miles de masas solares. Entre estos regímenes parece haber una escasez de agujeros negros de masa intermedia. Una brecha tal sugeriría cualitativamente diferentes procesos de formación. Sin embargo, algunos modelos ⁵ sugieren que las fuentes de rayos X ultraluminosas (ULXs) pueden ser agujeros negros de este grupo que falta.

Medidas del efecto Doppler

Vista lateral del agujero negro con el anillo toroidal transparente de materia ionizada según un modelo propuesto ⁶ para Sgr A *. Esta imagen muestra resultado de la flexión de la luz desde detrás del agujero negro, y también muestra la asimetría que surge por el efecto Doppler de la velocidad orbital extremadamente alta de la materia en el anillo, que gira de izquierda a derecha por delante.

Algunas de las mejores evidencias de la presencia de agujeros negros es la que proporciona el efecto Doppler. De acuerdo con este efecto, la luz emitida por la materia objetos que se alejan de nosotros presenta corrimiento al rojo, mientras que los objetos que se acercan presentarán corrimiento al azul. Así, para la materia que se encuentra muy cerca de un agujero negro, la velocidad orbital debe ser comparable con la velocidad de la luz, por lo que la materia que se aleja aparecerá muy débil en comparación con la materia que acerque, lo que significa que los sistemas con discos intrínsecamente simétricas y anillos adquirirán un aspecto visual muy asimétrico. Este efecto, se ha dejado en el ordenador moderno imágenes generadas como el ejemplo que aquí se presenta, con base en un modelo plausible⁶ para el agujero negro supermasivo en Sgr A * en el centro de nuestra propia galaxia. Sin embargo, la resolución que proporciona la tecnología telescopio actualmente disponible es aún insuficiente para confirmar directamente tales predicciones.

Lo que ya se ha observado directamente en muchos sistemas son las velocidades no relativistas más bajas de la materia que orbita más lejos de lo que se supone que son los agujeros negros. Medidas Doppler directas de máser (siglas en inglés de Amplificación deMicroondas por emisión eStimulada de Radiación) de agua de la materia que rodea los núcleos de las galaxias cercanas han revelado un movimiento kepleriano muy rápido que sólo es posible con una alta concentración de la materia en el centro. En la actualidad, los objetos sólo conocidos que pueden concentrar suficiente materia en un espacio tan pequeño son los agujeros negros, o las cosas que evolucionarán en agujeros negros dentro de plazos astrofísicamente cortos. Para galaxias activas más alejadas, la anchura de las líneas espectrales amplias se puede utilizar para sondear el gas que orbita cerca del horizonte de sucesos. La técnica de mapeo de reverberación utiliza la variabilidad de estas líneas para medir la masa y tal vez el giro del agujero negro de las galaxias activas.

La gravitación de los agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias se cree que alimentan objetos activos tales como galaxias Seyfert y cuásares .

Una correlación empírica entre el tamaño de los agujeros negros supermasivos y la velocidad de dispersión estelar σ de un bulbo galáctico⁷ se llama la relación M-sigma.

En la vía Láctea

Órbitas inferidos de 6 estrellas alrededor supermasivo agujero negro candidato Sagitario A * en el centro de la galaxia Vía Láctea

Los astrónomos están seguros de que en nuestra propia galaxia, la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en su centro, a 26 000 años luz del Sistema Solar, en una región llamada Sagitario A* ⁸ debido a que:

1. Desde el movimiento de la estrella S2, la masa del objeto se puede estimar como 4,1 millones M☉, ^9 10 , o alrededor de  8,2 × 10³⁶  kg.
2. La estrella S2 sigue una órbita elíptica con un período de 15,2 años y un pericentro (distancia más cercana) de 17 horas de luz ( 1,8 × 10¹³  m ó 120 UA) desde el centro del objeto central. ¹¹
3. El radio del objeto central debe ser menos de 17 horas luz, porque de lo contrario, S2 chocaría con él. De hecho, recientes observaciones de la estrella S14 ¹² indican que el radio es menor de 6,25 horas luz, comparable al diámetro de la órbita de Urano(5,31 horas luz). Por otra parte, la aplicación de la fórmula para el radio de Schwarzschild produce tan sólo unos 41 segundos luz, lo que es consistente con que la velocidad de escape ha de ser, como mínimo, algo mayor que la velocidad de la luz; imposible que da lugar al agujero negro.
4. Ningún objeto astronómico conocido que no sea un agujero negro puede contener 4,1 millones M☉ en este volumen de espacio.

El Instituto Max Planck de Física Extraterrestre y UCLA Centro Galáctico Grupo ¹³ han proporcionado la evidencia más fuerte hasta la fecha que Sagitario A * es el sitio de un agujero negro supermasivo, ⁸ sobre la base de datos de ESO Very Large Telescope y el telescopio Keck ¹⁴ .

La detección de un brote inusualmente brillante de rayos X de Sagitario A *, un agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea

El 5 de enero de 2015, la NASA informó de la observación de una llamarada de rayos X 400 veces más brillante de lo habitual, un registro automático, de Sagitario A *. El evento inusual puede haber sido causado por la ruptura, aparte de un asteroide que cae en el agujero negro o por el enredo de líneas de campo magnético dentro del gas que fluye en Sagitario A *, según los astrónomos. ¹⁵

Agujeros negros detectados fuera de la Vía Láctea

Existe evidencia inequívoca dinámica de los agujeros negros supermasivos sólo en un puñado de galaxias; ¹⁶ estos incluyen la Vía Láctea, las galaxias del Grupo Local M31 y M32, y unas pocas galaxias más allá del Grupo Local, por ejemplo, NGC 4395. En estas galaxias, la media cuadrática (RMS o rms) de las velocidades de las estrellas o de escape de los gases cerca del centro es ~ 1 / r, lo que indica una masa puntual central. En el resto de las galaxias observadas hasta la fecha, las velocidades RMS son planas, o incluso decaen hacia el centro, por lo que es imposible afirmar con certeza que un agujero negro supermasivo está presente. ¹⁶ Sin embargo es comúnmente aceptado que el centro de casi cada galaxia contiene un agujero negro supermasivo. ¹⁷ La razón de esta suposición es la relación M-sigma de baja dispersión o estrecha relación entre las masas de los agujeros en las ~ 10 galaxias con detecciones seguras, y la dispersión de la velocidad las estrellas en las protuberancias de esas galaxias. ¹⁸ Esta correlación, aunque basada en sólo un puñado de galaxias, sugiere que muchos astrónomos una fuerte conexión entre la formación del agujero negro y la propia galaxia. ¹⁷

• La cercana galaxia de Andrómeda, a 2,5 millones de años-luz de distancia, contiene un agujero negro central con (1.1 a 2.3) x 10^8 (110-230 millones) M☉, significativamente mayor que el de la Vía Láctea.
• El mayor agujero negro supermasivo en el alrededores de la Vía Láctea parece ser la de M87, con un peso de (6,4 ± 0,5) x 10^9 (~ 6400 millones) M☉ a una distancia de 53,5 millones de años luz.
• El 05 de diciembre 2011 los astrónomos descubrieron el mayor agujero negro supermasivo en el universo cercano todavía encontró, la de la galaxia elíptica NGC supergigante 4889, con un peso de  2,1 × 10¹⁰ (21 000 millones) M☉ a una distancia de 336 millones de años-luz de distancia en la constelación Coma Berenices.
• Mientras tanto, la galaxia elíptica supergigante en el centro del Fénix Cluster alberga un agujero negro de  2,0 × 10¹⁰ (20 000 millones) M☉ a una distancia de 5,7 millones de años luz. Los agujeros negros en los cuásares son mucho más grandes, debido a su estado activo de fase de crecimiento continuo. La APM cuásar hiperluminoso 08279 + 5255 tiene un agujero negro supermasivo con una masa de  2,3 × 10¹⁰ (23 000 millones) M☉. Existe otro S5 cuásar hiperluminoso 0014 + 81, el mayor agujero negro supermasivo encontrado hasta la fecha, que pesa  4,0 × 10¹⁰ (40 000 millones) M☉, o 10.000 veces más grande que el agujero negro en la Vía Láctea Centro Galáctico. Ambos cuásares son 12100 millones de años luz de distancia.
• Algunas galaxias, como la galaxia 0402 + 379, parecen tener dos agujeros negros supermasivos en su centro, formando un sistema binario. Si chocaran, el evento crearía fuertes ondas gravitacionales. Los agujeros negros supermasivos binarios se cree que son una consecuencia común de las fusiones galácticas.
• El par binario en el DO 287, 3500 millones de años luz de distancia, contiene el sistema de un par de agujeros negros más enorme, con una masa estimada en 18 000 millones M☉.
• Un agujero negro supermasivo fue descubierto recientemente en la galaxia enana Henize 2-10, que no tiene abultamiento. Las implicaciones precisas para este descubrimiento sobre la formación de un agujero negro son desconocidas, pero pueden indicar que los agujeros negros se formaron antes de protuberancias.
• El 28 de marzo de 2011, se supo que un agujero negro supermasivo afectó a una estrella relativamente cercana. Según los astrónomos, la única explicación consistente con las observaciones de la radiación en rayos X repentina y del seguimiento en banda ancha es que la fuente fue un núcleo galáctico previamente inactivo, y del estudio de la explosión, se estima que el núcleo galáctico es un SMBH con una masa del orden de un millón de masas solares. Este raro evento se supone ser una emisión retativista de material a una fracción significativa de la velocidad de la luz desde una estrella sometida a fuerzas de marea; emisión interceptada por el SMBH. Se cree que una parte importante de la masa estelar ha acrecentado el SMBH. La posterior observación a largo plazo permitirá saber si, en este supuesto sin confirmar, la emisión del chorro aumenta en la tasa esperada la acreción de masa del SMBH.
• En 2012, los astrónomos reportaron una inusualmente gran masa de aproximadamente 17 000 millones M☉ para el agujero negro supermasivo en la compacta galaxia lenticular NGC 1277, que se encuentra a 220 millones de años luz de distancia en la constelación de Perseo. El supuesto agujero negro supermasivo tiene aproximadamente el 59 por ciento de la masa del abultamiento de esta galaxia lenticular (14 por ciento de la masa estelar total de la galaxia)
• Otro estudio llegó a una conclusión muy diferente:. Este agujero negro no es particularmente supermasivo. Se estima entre 2000 millones y 5000 millones M☉ con 5000 millones M☉ siendo el valor más probable.
• El 28 de febrero 2013 los astrónomos informaron sobre el uso del satélite NuSTAR para medir con precisión el giro de un agujero negro supermasivo, por primera vez, en NGC 1365, informando de que el horizonte de sucesos le daba vueltas a casi la velocidad de la luz.
• En septiembre de 2014, los datos de diferentes telescopios de rayos X han demostrado que la extremadamente pequeña, densa, galaxia enana ultracompacta M60-UCD1 alberga un agujero negro de 20 millones de masas solares en su centro, que representa más del 10% de la masa total de la galaxia. El descubrimiento es bastante sorprendente, ya que el agujero negro es cinco veces más masivo que el agujero negro de la Vía Láctea a pesar de que la galaxia sea menos de cinco milésimas de la masa de la Vía Láctea.
• Algunas galaxias, sin embargo, carecen de agujeros negros supermasivos en sus centros. Aunque la mayoría de las galaxias con agujeros negros supermasivos son galaxias muy pequeñas, enanas, uno de cuyos descubrimientos sigue siendo un misterio: La galaxia elíptica supergigante cD A2261-BCG no se ha encontrado que contenga un agujero negro supermasivo activo, a pesar de que la galaxia es una de las mayores galaxias conocidas: diez veces el tamaño y mil veces la masa de la Vía Láctea. Un agujero negro supermasivo sólo será detectable mientras se acrecentando. Un agujero negro supermasivo puede ser casi indetectable, excepto en sus efectos sobre las órbitas estelares. 

Agujero negro estelar

Un agujero negro estelar es un agujero negro formado por el colapso gravitacional de una estrella masiva (más de 30-70 masas solares) al final de su tiempo de vida. El proceso es observado como una explosión de supernova o una explosión de rayos gamma. Este agujero negro va a tener una masa de más de 3 masas solares. El agujero negro estelar más grande que se conoce (hasta el 2001) posee 33 masas solares.

Teóricamente pueden existir agujeros negros de cualquier masa (Relatividad general). Mientras menos masa posea, mayor debe ser la densidad de la materia para formar un agujero negro, sobre el radio de un agujero negro. No existen procesos conocidos que puedan producir agujeros negros con una masa menor que unas pocas veces la masa del Sol. Si éstos existen, son principalmente agujeros negros primordiales.

El colapso de una estrella es un proceso natural que produce un agujero negro. Es inevitable que al final de la vida de una estrella, cuando todas las fuentes de energía estelar se agotan, si la masa de la estrella que está colapsando está bajo cierto valor crítico, el producto final va a ser una estrella compacta, ya sea una enana blanca, una estrella de neutrones o una estrella de quarks. Estas estrellas tienen una masa máxima. Así que si la estrella que está colapsando tiene una masa que excede este límite, el colapso va a continuar por siempre (colapso gravitacional catastrófico) y formará un agujero negro. Todavía se desconoce la masa máxima de una estrella de neutrones, sin embargo se cree que sería alrededor de 3 masas solares.

También existe evidencia de otros dos tipos de agujeros negros, que son mucho más masivos que los agujeros negros estelares. Ellos son los agujeros negros de masa intermedia (en el centro de los cúmulos globulares) y los agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias activas.

Un agujero negro sólo puede tener tres propiedades fundamentales: masa, carga eléctrica y momento angular (rotación). Se cree que todos los agujeros negros formados en la naturaleza tienen rotación, pero no se ha realizado una definida observación en la rotación. La rotación de un agujero negro estelar es debido a la conservación del momento angular de la estrella que lo produjo.

Representación artística de un agujero negro con una estrella compañera, moviéndose ambos en órbita mutua. La estrella excede sulímite de Roche, y por eso la materia cae al agujero negro, formando undisco de acreción. Parte de la materia es eyectada en chorros polares colimados (jet (astronomía)) altamente energéticos.El escenario mostrado se ajusta a un sistema doble, donde la componente de mayor masa evoluciona primero y se transforma en agujero negro, a través de una explosión de supernova. La segunda componente, aquí en amarillo, tal vez haya abandonado ya la secuencia principal del diagrama HR, transformándose en gigante.

Agujero negro pasando por delante de una galaxia. El fondo se distorsiona a su paso, en virtud de que el campo gravitatorio interacciona con losfotones, cambiando la dirección de losrayos de luz. La animación muestra el efecto conocido como "lensing" (lente gravitacional), por el cual el agujero negro actúa como una lente, aumentando y deformando las imágenes de los objetos que están detrás. En este caso, el agujero negro ha sido construido con las propiedades teóricas y específicas que lo definen como agujero negro de Schwarzschild.

Las masas observadas de agujeros negros estelares en sistemas binarios compactos de rayos-X

Los agujeros negros estelares en sistemas binarios cercanos son observables cuando la materia es transferida desde una estrella acompañante hacia el agujero negro. La liberación de energía en la caída hacia la estrella compacta es tan grande que la materia alcanza temperaturas de cientos de millones de grados y radiaciones de rayos-X (Astronomía de rayos-X). Por lo tanto, el agujero negro es observable en rayos-X, mientras que la estrella acompañante puede ser observada con telescopios ópticos. La liberación de energía de los agujeros negros y estrellas de neutrones son de la misma magnitud. Los agujeros negros y estrellas de neutrones son ocasionalmente difíciles de distinguir.

Sin embargo, las estrellas de neutrones tienen propiedades adicionales. Estas muestran rotación diferencial, y pueden tener un campo magnético y exhibir explosiones localizadas (explosiones termonucleares). Siempre que se observen tales propiedades, el objeto compacto en el sistema binario es revelado como una estrella de neutrones.

Las derivadas masas vienen de observaciones de fuentes compactas de rayos-X (combinando datos ópticos y de rayos-X). Todas las estrellas de neutrones identificadas tienen una masa de 3 a 5 masas solares. Ninguno de los sistemas compactos con una masa superior a 5 masas solares revela las propiedades de una estrella de neutrones. La combinación de esos factores nos revela que la clase de estrellas compactas con una masa superior a 5 masas solares son en realidad agujeros negros.

Nótese que esta prueba de la existencia de los agujeros negros estelares no es enteramente observacional, pero se basa en una teoría: Nosotros no podemos pensar en otro objeto para esos sistemas binarios compactos masivos estelares que un agujero negro. Una prueba directa de la existencia de un agujero negro podría ser si uno actualmente observa la órbita de una partícula que cae dentro del agujero negro. En principios del 2005, un experimento (inglés)  usando un Colisionador relativístico de iones pesados ha mostrado evidencia de materia que cae en un Micro agujero negro, haciendo que la materia se estirase como se esperaba.

Para más información:

• Janusz Ziółkowski "Candidatos a agujeros negros" (en inglés).

Microagujero negro

Un microagujero negro, también llamado agujero negro de mecánica cuántica o miniagujero negro, es un simple agujero negro pequeño, en el que los efectos de la mecánica cuántica desempeñan un papel importante.

Introducción

De acuerdo a los conocimientos actuales, los agujeros negros ordinarios presuntamente formados por colapso gravitatorio son objetos de gran tamaño por encima de los 3 o 4 km. Dado ese tamaño los efectos cuánticos se espera que sean poco o nada importantes, al menos en el proceso de formación y la primera parte de su desarrollo cuando el tamaño sigue siendo como mínimo de algunos kilómetros.

Sin embargo, el caso de los microagujeros es diferente en ese aspecto, puesto que la pequeña masa de un microagujero negro podría ser del orden de la masa de Planck, que es aproximadamente 2 × 10⁻⁸ kg ó 1,1 × 10¹⁹ GeV. A esta escala, la fórmula de la termodinámica del agujero negro predice que el miniagujero negro podría tener una entropíade sólo 4π nats; una temperatura Hawking de ${\displaystyle {\frac {T_{p}}{8\pi }}}$, requiriendo energía térmica cuántica comparable aproximadamente a la masa del miniagujero negro completo; y unalongitud de onda Compton equivalente al radio de Schwarzschild del agujero negro (esta distancia siendo equivalente a la longitud de Planck). Este es el punto donde la descripción gravitacional clásica del objeto no es válida, siendo probablemente muy importantes los efectos cuánticos de la gravedad.

La existencia de agujeros negros con esta masa es altamente especulativa, pero si los agujeros negros primordiales existen, estos podrían alcanzar la condición de microagujeros negros como el final de la «evaporación», debido a la radiación de Hawking.

De acuerdo con las estimaciones de las teorías estándar, la energía necesaria para producir microagujeros negros es mayor en varios órdenes de magnitud de la que puede ser producida en la Tierra en un acelerador de partículas como el Large Hadron Collider (con un máximo alrededor de 14 × 10³ GeV), o ser detectada en colisiones de radiación cósmica en nuestra atmósfera. Se estima que para colisionar dos agregados de fermiones, dentro de una distancia de una longitud de Planck con la actual fuerza alcanzable del campo magnético, requiriría de un acelerador de partículas de alrededor de 1000 años luz de diámetro para mantener a los agregados en la pista. Aunque si esto fuera posible, cualquier producto de la colisión sería inmensamente inestable y se desintegraría casi instantáneamente.

Algunos físicos teóricos han sugerido que las múltiples dimensiones postuladas por la teoría de cuerdas podrían dar lugar a la interacción gravitatoria. Esto podría reducir efectivamente la energía de Planck, y también hacer que las descripciones de agujero negro fueran válidas aún con masas muy pequeñas. Pero esto es altamente especulativo. Otros teóricos han pensado acerca de las básicas asunciones del programa de gravedad cuántica, donde realmente hay un caso que obliga a creer en la radiación de Hawking.¹Son sólo esas asunciones cuánticas las que guían a la crisis de la masa de Planck: en relatividad general clásica, un agujero negro podría ser en principio arbitrariamente pequeño.

Todo lo que se puede afirmar con certeza es que la descripción clásica que hace la relatividad general de un agujero negro con una masa menor a la masa de Planck es inconsistente e incompleta, por lo que dichos objetos sólo podrían ser descritos en el contexto de la gravedad cuántica.

Posibilidad de microagujeros negros artificiales

Al ponerse en marcha el primer gran colisionador de hadrones (LHC) de manera totalmente funcional (hasta ahora solo se han realizado pruebas), se considera probable la primera creación artificial de micro agujeros negros a partir del choque y fusión de partículas subatómicas (hadrones) aceleradas a "casi" la velocidad c, a tal velocidad lamateria bariónica incrementa enormemente su masa lo cual explica la formación de microagujeros negros los cuales sin embargo serían efímeros ya que se encontrarían (proporcionalmente a su masa y a la gravitación de tal masa) a bastante distancia de otros cuerpos materiales como para crecer.

Según sus propiedades físicas

Existe un teorema sobre propiedades de los agujeros negros que se suele enunciar diciendo que "un agujero negro no tiene pelo" (en inglés No-hair theorem); el teorema afirma que cualquier objeto que sufra un colapso gravitatorio alcanza un estado estacionario como agujero negro descrito sólo por 3 parámetros: su masa ${\displaystyle M}$, su carga ${\displaystyle Q}$ y sumomento angular ${\displaystyle J}$. Así tenemos la siguiente clasificación para el estado final de un agujero negro:

• El agujero negro más sencillo posible es el agujero negro de Schwarzschild, que no rota ni tiene carga.
• Si no gira pero posee carga eléctrica, se tiene el llamado agujero negro de Reissner-Nordstrøm.
• Un agujero negro en rotación y sin carga es un agujero negro de Kerr.
• Si además posee carga, hablamos de un agujero negro de Kerr-Newman.

Las cuatro soluciones anteriores puede sistematizarse de la siguiente manera:

	Sin rotación (J = 0)	Con rotación (J ≠ 0)
Sin carga (Q = 0)	Schwarzschild	Kerr
Con carga (Q ≠ 0)	Reissner-Nordström	Kerr-Newman

Descripción teórica

--Zonas observables

En las cercanías de un agujero negro se suele formar un disco de acrecimiento, compuesto de materia con momento angular, carga eléctrica y masa, la que es afectada por la enorme atracción gravitatoria del mismo, ocasionando que inexorablemente atraviese elhorizonte de sucesos y, por lo tanto, incremente el tamaño del agujero.

 

Representación artística de un agujero negro con una estrella compañera que se mueve en órbita alrededor, excediendo su límite de Roche. La materia que cae forma un disco de acrecimiento, con algo de materia expulsada en chorros polarescolimados altamente energéticos.

La entropía en los agujeros negros

Según Stephen Hawking, en los agujeros negros se viola el segundo principio de la termodinámica, lo que dio pie a especulaciones sobre viajes en el espacio-tiempo y agujeros de gusano. El tema está siendo motivo de revisión; actualmente Hawking se ha retractado de su teoría inicial y ha admitido que la entropía de la materia se conserva en el interior de un agujero negro (véase enlace externo). Según Hawking, a pesar de la imposibilidad física de escape de un agujero negro, estos pueden terminar evaporándose por la llamada radiación de Hawking, una fuente de rayos X que escapa del horizonte de sucesos.

El legado que entrega Hawking en esta materia es de aquellos que, con poca frecuencia en física, son calificados de bellos. Entrega los elementos matemáticos para comprender que los agujeros negros tienen una entropía gravitacional intrínseca. Ello implica que la gravedad introduce un nivel adicional de impredictibilidad por sobre la incertidumbre cuántica. Parece, en función de la actual capacidad teórica, de observación y experimental, como si la naturaleza asumiera decisiones al azar o, en su efecto, alejadas de leyes precisas más generales.

La hipótesis de que los agujeros negros contienen una entropía y que, además, ésta es finita, requiere para ser consecuente que tales agujeros emitan radiaciones térmicas, lo que al principio parece increíble. La explicación es que la radiación emitida escapa del agujero negro, de una región de la que el observador exterior no conoce más que su masa, su momento angular y su carga eléctrica. Eso significa que son igualmente probables todas las combinaciones o configuraciones de radiaciones de partículas que tengan energía, momento angular y carga eléctrica iguales. Son muchas las posibilidades de entes, si se quiere hasta de los más exóticos, que pueden ser emitidos por un agujero negro, pero ello corresponde a un número reducido de configuraciones. El número mayor de configuraciones corresponde con mucho a una emisión con un espectro que es casi térmico.

Físicos como Jacob D. Bekenstein han relacionado a los agujeros negros y su entropía con la teoría de la información. Los trabajos de Bekenstein sobre teoría de la información y agujeros negros sugirieron que la segunda ley seguiría siendo válida si se introducía una entropía generalizada (S_gen) que sumara a la entropía convencional (S_conv), la entropía atribuible a los agujeros negros que depende del área total (A) de agujeros negros en el universo. Concretamente esta entropía generalizada debe definirse como:

${\displaystyle S_{gen}=S_{conv}+{\frac {c^{3}k}{4G\hbar }}A}$

Donde, k es la constante de Boltzmann, c es la velocidad de la luz, G es la constante de gravitación universal y ${\displaystyle \hbar }$ es la constante de Planck racionalizada, y A el área del horizonte de sucesos.

Definición de agujero negro

A pesar de que existen explicaciones intuitivas del comportamiento de un agujero negro, en cosmología teórica no existe una definición simple de qué constituye un agujero negro, y todos los teóricos trabajan con definiciones topológicas sofisticadas de qué constituye un agujero negro. De hecho en un espacio-tiempo compacto no hay una manera adecuada y general de definir qué condiciones debe cumplir una región para ser considerada un agujero negro. En espacio-tiempos no compactos se requieren algunas condiciones técnicas para decidir si una región es un agujero negro, así se dice que en un espacio-tiempo asintóticamente plano y predictible (que contiene una hipersuperficie de Cauchy que satisface ciertos requisitos), se dice que hay una región de agujero negro si el pasado causal de la hipersuperficie de tipo luz situada en el infinito futuro no contiene a todo el espacio-tiempo (eso significa que dicha hipersuperficie es inalcanzable desde algunos puntos del espacio tiempo, precisamente aquellos contenidos en el área de agujero negro). La frontera del pasado causal de la hipersuperficie de tipo luz futura es el horizonte de eventos.

¿Imposibilidad teórica de los agujeros negros?

Los agujeros negros contienen toda la masa de la estrella en un punto matemático, que es lo que se conoce como singularidad. Einstein nunca aceptó eso, sino que pensaba que la masa debería ocupar una región finita aunque fuera pequeña y por eso se opuso a la existencia de agujeros negros,⁹ que nadie llamaba así entonces, se conocían como "singularidades de Schwarzschild".) El nombre de "black hole" lo propuso (10 años después de la muerte de Einstein) el físico americano Wheeler.

Existen resultados matemáticos sólidos bajo los cuales una teoría métrica de la gravitación (como la relatividad general) predice la formación de agujeros negros. Estos resultados se conocen como teoremas de singularidades que predicen la ocurrencia de singularidades espaciotemporales (y si se acepta la hipótesis de censura cósmica, por tanto a la formación de agujeros negros). Las ecuaciones de campo de Einstein para la relatividad general admiten situaciones para las cuales se cumplen las condiciones de ocurrencia de singularidades y por tanto, los teoremas de singularidad muestran que los agujeros negros son posibles dentro de la relatividad general. Sin embargo, algunas teorías métricas alternativas como la teoría relativista de la gravitación, muy similar a la relatividad general en casi todos los aspectos y que también explica los hechos observados en el sistema solar y la expansión del universo, usa ecuaciones de campo ligeramente diferentes donde siempre se cumple que en ausencia local de materia y en virtud de las condiciones de causalidad de la teoría, para cualquier campo vectorial isótropo (vectores tipo luz) definido sobre el espacio-tiempo se cumple la desigualdad:

Esta condición implica que no se cumplirán las condiciones de los teoremas mencionados anteriormente y, por tanto, éstos no pueden ser aplicados para predecir la existencia de singularidades y por tanto agujeros negros.^10 11

Dado que los datos experimentales no permiten discernir cuál de las dos teorías (la de relatividad general de Einstein o la relativista de la gravitación de Logunov) es la correcta, pues ambas coinciden para la mayoría de los hechos observacionales bien comprobados, no puede darse por garantizado que los agujeros negros sean una consecuencia necesaria de la gravitación.

Los agujeros negros en la física actual

Se explican los fenómenos físicos mediante dos teorías en cierto modo contrapuestas y basadas en principios incompatibles: la mecánica cuántica, que explica la naturaleza de «lo muy pequeño», donde predomina el caos y la estadística y admite casos de evolución temporal no determinista, y la relatividad general, que explica la naturaleza de «lo muy pesado» y que afirma que en todo momento se puede saber con exactitud dónde está un cuerpo, siendo esta teoría totalmente determinista. Ambas teorías están experimentalmente confirmadas pero, al intentar explicar la naturaleza de un agujero negro, es necesario discernir si se aplica la cuántica por ser algo muy pequeño o la relatividad por ser algo tan pesado. Está claro que hasta que no se disponga de una física más avanzada no se conseguirá explicar realmente la naturaleza de este fenómeno.