Agujeros negros o black hole, túneles de gusano o wormhole

Si tiramos una pelota hacia arriba, ésta irá ascendiendo cada vez más lentamente, hasta detenerse y comenzar su caída. Cuanto mayor sea la fuerza con que lancemos la pelota, mayor será la altura que alcanzará . Existe una velocidad límite, llamada velocidad de escape, más allá de la cual los objetos lanzados no vuelven a caer. La velocidad de escape de la Tierra es de unos 40.000 km/h. Si logramos que un cohete supere dicha velocidad antes de acabar su combustible, ya no volverá a caer.

La velocidad de la luz es de algo más de “mil millones de kilómetros por hora “, cosa que es sabida desde la época de Newton, cuando Olaf Römer la midió por primera vez.

En 1670, por primera vez en la historia, el astrónomo danés Olaf Roemer (1644-1710) pudo calcular la velocidad de la luz. Se hallaba estudiando los eclipses de una de las lunas de Júpiter, cuyo período había determinado tiempo atrás. Estaba en condiciones de calcular cuales serían los próximos eclipses. Se dispuso a observar uno de ellos, y con sorpresa vio que a pesar de que llegaba el instante tan cuidadosamente calculado por él, el eclipse no se producía. El satélite demoró 996 seg. en desaparecer. Presupuso que la demora era producida debido a que la luz debía recorrer una distancia suplementaria de 299.000.000 Km., que es el diámetro de la órbita terrestre. Su observación anterior correspondía a una estación distinta del año y la posición de la Tierra no era la misma. (Leer )

Si existiese una estrella cuya velocidad de escape excediera dicho valor, su luz no podría escapar de ella y, consecuentemente, no podríamos verla. Esta fue la idea barajada por John Michell en el siglo XVIII, y es lo hoy en día llamamos “agujero negro”. El término agujero negro fue empleado por primera vez por el astrofísico John Wheeler en 1969.

Como el Sol contiene más de 330.000 veces más material que la Tierra, su velocidad de escape es mucho mayor. Pero el tamaño del Sol también mucho más grande que la Tierra, por lo que su superficie está muy alejada de su centro. La velocidad de escape del Sol es sesenta veces mayor que la de la Tierra, pero todavía insignificante comparada con la velocidad de la luz.

Las estrellas se mantienen ‘ infladas’ porque están muy calientes, dicho calor se debe a las reacciones termonucleares que ocurren en su interior. Si esperamos que el hidrógeno (y otros elementos que puedan servir de combustible) se agoten, la estrella terminará por enfriarse y se comprimirá.

Para una estrella como el Sol, este es un largo proceso en el que nuestra estrella primero se ‘inflará’ hasta alcanzar un volumen decenas de miles de veces más grande que el que tiene ahora, para finalmente quedar convertida en una pequeña estrella del tamaño de la Tierra. Se convertirá en un ‘cadáver de estrella’, se llama enana blanca.
En el cielo hay muchas estrellas, y algunas de ellas ya se han convertido en enanas blancas.

En 1844, el astrónomo alemán Friedrich Bessel descubrió que Sirio, la estrella más brillante del cielo, constelación Canis Major, efectuaba un movimiento de vaivén apenas perceptible. Dedujo entonces que Sirio debía estar acompañada por otra estrella, y que ambas giraban una alrededor de la otra dando una vuelta cada cincuenta años. El problema era que la supuesta estrella no se veía, pero en 1862, el constructor de telescopios Alvar G. Clark, descubrió una estrella débil, era Sirio B, cuya atracción sobre la estrella más brillante, Sirio A, producía el movimiento sinusoidal detectado por Bessel. La compañera en cuestión, Sirio B, es similar al Sol en cuanto a la cantidad de materia que contiene, pero su tamaño(parecido al de la Tierra) es diminuto para una estrella, por eso su brillo es tan pequeño. Fue la primera ‘enana blanca’ descubierta.
La compañera de Sirio es un ejemplo de una estrella que, al final de su evolución, se comprime bajo la fuerza de su propia gravedad y alcanza densidades enormes.
En general, cuando una estrella agota su combustible nuclear, la presión interna ya no puede detener su contracción gravitacional.

Después de una evolución final bastante complicada, que depende fundamentalmente de la masa de la estrella, ésta arroja al espacio una fracción considerable de su materia, ya sea, en forma lenta, si la masa de la estrella no excede unas seis veces la masa del Sol, ya sea en forma violenta, en una explosión de supernova, si la estrella es muy masiva. En el primer caso, la estrella se transforma en una enana blanca. La velocidad de escape de una enana blanca es de unos 20 millones de km/h, quinientas veces mayor que la de la Tierra pero todavía cincuenta veces menos que la velocidad de la luz. Las enanas blancas son extremadamente densas; sin embargo, se trata de materia común compuesta por electrones, protones y neutrones, aunque en un estado muy alterado. La masa de una enana blanca no puede exceder 1,5 veces la masa del Sol, como demostró en 1938 el astrofísico S. Chandrasekhar (premio Nobel 1983).

En el segundo caso, después de la explosión, la mayor parte de la masa estelar se extiende por el espacio y sólo queda el núcleo mismo de la estrella como remanente. Ese núcleo, dependiendo de su masa, se transforma en estrella de neutrones o en agujero negro…continuar leyendo Leer más de esta entrada