El colapso gravitatorio es el desmoronamiento hacia adentro de un cuerpo estelar debido al efecto de su propia gravedad hasta formar un agujero negro. Debido a que la gravedad es comparativamente más débil que las otras fuerzas fundamentales el colapso gravitatorio sólo es posible con grandes masas cuando el efecto de la interacción gravitatoria en el sistema se vuelve más importante que el efecto del resto de fuerzas. Los sistemas que pueden sufrir colapso gravitatorio son estrellas (que pueden dar lugar a supernovas, estrellas de neutrones o agujeros negros) o grupos masivos de estrellas como los cúmulos globulares o las galaxias en su parte más densas.
En un cuerpo estable, la compresión debida a la gravedad se equilibra con la presión interna del cuerpo en la dirección opuesta (la gravedad tiende a mover la masa de un sistema, con un momento angularsuficientemente bajo, hacia el centro de masa del sistema). La presión interna procede básicamente de la presión de no-degeneración de los fermiones de la materia. Para masas moderadas la presión del gas de electrones da lugar a una enana blanca. Si la masa sobrepasa el llamado límite de Chandrasekhar entonces una enana blanca no es estable y la presión ejercida por los electrones no es suficiente por lo que se da la reacción:
y los electrones y protones desaparecen dando lugar a una estrella de neutrones. También existe un límite para las estrellas de neutrones y de ser superado se forma un agujero negro que se expande hasta consumir completamente la estrella.
La presión gravitatoria en una estrella comprime la materia y eleva su temperatura suficientemente para que se inicien las reacciones nucleares en el hidrógeno y el helio, la generación de energía por las reacciones nucleares expande algo la estrella y durante la mayor parte de la vida de la estrella mantiene un equilibrio con la propensión gravitatoria a comprimir la estrella. Al final de la vida de la estrella la gravedad llega a predominar sobre las fuerzas de origen térmico y la estrella puede llegar a contraerse notoriamente. Según sus características de masa y la forma de colapso puede dar lugar a la formación de una estrella compacta. Existen tres tipos de estrellas compactas; por orden de menos a más compacta son:
- Las enanas blancas sostenidas por la presión de degeneración de los electrones,
- Las estrellas de neutrones, sostenidas por la presión de degeneración de los neutrones y la interacción repulsiva neutrón-neutrón a corta distancia.
- Los agujeros negros, cuya física interna se desconoce pero podría consistir en una curvatura espacio-temporal grande que albergara una singularidad espaciotemporal (que no es otra cosa que una región exótica del espacio-tiempo sobre la que la física convencional no puede responder nada sobre su estructura).
Colapso de estrella con simetría esférica[editar]
Este problema fue abordado por Oppenheimer y Snyder en un artículo clásico de 1939. Estos autores estudiaron el caso un tanto idealizado de una estrella esférica que no tiene momento angular. Se sabe que pequeñas desviaciones de estas condiciones tienen las mismas propiedades básicas, pero el colapso de distribuciones de masas no esféricas o con grandes momentos angulares es notablemente diferente. Una estrella esférica sin momento angular al colapsarse da un lugar a un agujero negro de Schwarzschild, mientras que si el momento angular es importante se tiene una agujero negro de Kerr.
La ergosfera (en inglés, ergosphere), también conocida como ergoesfera, es la región exterior y cercana al horizonte de sucesosde un agujero negro en rotación. En ella, el campo de gravedad del agujero negro rota junto con él arrastrando el espacio-tiempo. Se trata de un fenómeno teorizado por el físico neozelandés Roy Kerr y emana directamente de las teorías de la relatividad general de Einstein. El modelo de agujero negro de Kerr parte del primer y más simple modelo de agujero negro, el modelo de Schwarzschild.
Su nombre fue propuesto en 1971 por Remo Ruffini y John Archibald Wheeler durante las conferencias Les Houches, y deriva de la palabra griega ergon, que significa «trabajo». Recibió este nombre debido a que teóricamente es posible extraer energía y masa de esta región. La ergosfera tiene una forma esferoidal achatada que toca el horizonte de sucesos en los polos de un agujero negro en rotación y se extiende hasta un radio mayor en el ecuador. El radio ecuatorial (máximo) de una ergosfera corresponde al radio de Schwarzschild de un agujero negro no giratorio; el radio polar (mínimo) puede ser tan pequeño como la mitad del radio de Schwarzschild en el caso de que el agujero negro este rotando al máximo (a tasas más altas de rotación el agujero negro no podría haberse formado).
Modelos posibles de ergosferas[editar]
El modelo de Schwarzschild[editar]
El primer modelo fundamental de un agujero negro fue el del alemán Karl Schwarzschild. El agujero negro de Schwarzschild es básicamente una singularidad temporal en el espacio-tiempo de momento angular nulo y constituye una solución más simple y la primera de interés físico en ser encontrada a las ecuaciones de la relatividad general.
El modelo de Kerr[editar]
Este modelo es una solución a las ecuaciones de la relatividad general para un agujero negro en rotación. Tal singularidad, a diferencia de la de Schwarzschild, tendría forma anular. Los agujeros negros reales que se encuentran en la naturaleza han de ser rotatorios ya que, por conservación del momento angular, girarán tal y como lo hacía la estrella u objeto progenitor. Se sabe que las estrellas al morir pierden gran parte del momento angular, siendo éste expulsado junto con la materia eyectada por la explosión de supernova en la que el agujero negro se forma. Pero, a pesar de esa pérdida de momento, una parte de éste permanece. Tal agujero produciría, en cierta región denominada ergoesfera, una zona de "arrastre" del espaciotiempo. La ergosfera es una estructura de forma elipsoidal, coincidiendo su semieje menor con el eje de rotación de ésta. La ergosfera se achata, por lo tanto, en la dirección del eje de giro de manera similar a como lo hace la Tierra por efecto de su rotación.
La ergoesfera y los viajes en el tiempo[editar]
Dentro de la ergoesfera no existe el reposo. Es imposible que un cuerpo no se mueva, pues el propio espacio gira en torno a la singularidad por lo que la materia que se encuentre en esa región rotará junto a ella. Este hecho según la teoría de la relatividad conlleva curiosas consecuencias. La observación de un cuerpo que viajara suficientemente rápido sobre la ergosfera podría dar una velocidad relativa con respecto a nosotros superior incluso a la velocidad de la luz c. En ese caso, tal objeto simplemente desaparecería de nuestra vista.
Proceso de Penrose[editar]
Debido a que la ergosfera se encuentra fuera del horizonte de sucesos, en esta región pueden escapar objetos del tirón gravitacional de un agujero negro. Un objeto puede ganar energía cinética al entrar en el campo gravitatorio de un agujero negro rotativo y después escapar de él, llevándose consigo parte de la energía del agujero negro. Este proceso de absorción de energía de un agujero negro rotativo se le llama Proceso Penrose y fue desarrollado en 1969 por el matemático Roger Penrose.2 La extracción máxima teórica de energía que se puede extraer es del 29% del total de energía. Cuando la energía es absorbida, el agujero negro pierde su giro y la ergosfera deja de existir. Este proceso es el que podría explicar por qué los agujeros negros desprenden llamaradas de rayos gammas. Los modelos computarizados han demostrado que el proceso de Penrose sería el responsable de las emisiones de partículas de alta energía que se están observando por quasares y otros núcleos activos de galaxias.
espaguetización es el estiramiento de objetos en formas finas y delgadas (como un espagueti) dentro de un campo gravitatorio no homogéneo muy fuerte, debido a extremas fuerzas de marea. En los casos más extremos, hallándose estos objetos en la vecindad de agujeros negros, el estiramiento es tan poderoso que ningún objeto puede soportarlo, sin importar cuán resistentes sean sus componentes.
Un evento de disrupción de marea es un fenómeno astronómico que ocurre cuando una estrella se acerca demasiado al horizonte de sucesosde un agujero negro supermasivo y es destrozada por las fuerzas de marea del agujero negro, experimentando la espaguetización.12
En 1975 se propuso que los eventos de disrupción de marea serían una consecuencia inevitable de los agujeros negros en los núcleos galácticos,3 mientras que físicos teóricos posteriores han concluido que la llamarada resultante de la radiación de la acumulación de los escombros estelares podría ser un signo único para la presencia de un agujero negro en el centro de una galaxia normal.4
En septiembre de 2016, un equipo de la Universidad de Ciencia y Tecnología de China en Hefei, Anhui, China, anunció que, utilizando datos del Wide-field Infrared Survey Explorer de la NASA, se observó un evento de ruptura estelar en un agujero negro conocido.5 Otro equipo de la Universidad Johns Hopkins en Baltimore, Maryland, Estados Unidos, detectó tres eventos adicionales.6 En cada caso, los astrónomos hipotetizaron que el jet, o chorro relativista, creado por la estrella moribunda emitiría radiación ultravioleta y de rayos X, la cual sería absorbida por el polvo que rodeaba el agujero negro y emitida como radiación infrarroja. No sólo se detectó esta emisión de infrarrojos, sino que se llegó a la conclusión de que el retraso entre la emisión de rayos ultravioleta y rayos X del jet y la emisión de radiación infrarroja del polvo puede utilizarse para estimar el tamaño del agujero negro que devora la estrella.
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