¿Son reales los agujeros negros y qué hacen?

Answer 1

Sí, son reales.

¿Qué hacen? Eso depende de lo que les rodea. En el espacio vacío, un agujero negro simplemente permanecerá allí girando, deformando el espacio-tiempo a su alrededor. Si hay materia cerca, será atraída hacia esa cosa como si fuera una estrella realmente grande, y si esa materia no se mueve lo suficientemente rápido como para establecer una órbita estable, terminará siendo atraída hacia ella.

Si hay tanta materia que no puede entrar físicamente en el conjunto sin básicamente alinearse, puede crear un "disco de acreción" que es algo así como un remolino. Esto generalmente conducirá a la expulsión de "chorros" de materia y energía desde los polos magnéticos del agujero negro. Esto es común durante la vida temprana de los agujeros negros supermasivos en los centros de la mayoría, si no de todas, las galaxias.

Esos chorros fueron llamados "cuásares" cuando se detectaron por primera vez. Parecían estrellas pero estaban muy, muy lejos.

Answer 2

Los agujeros negros se forman cuando mueren estrellas supermasivas. Para comprender cómo se forma un agujero negro, primero debemos comprender cómo nace una estrella, se transforma y finalmente se extingue, lo que lleva a la formación de un agujero negro.

Sabemos que el hidrógeno es el elemento más abundante en el universo y, por lo tanto, grandes nubes de hidrógeno y polvo se encuentran dispersas aleatoriamente por las galaxias. Todo comienza cuando se juntan enormes nubes de Hidrógeno, otros gases y partículas de polvo.

Nebulosa Estelar:

Cuando esta colección de gas y polvo, conocida como Nebulosa Estelar, es lo suficientemente masiva, su propia gravedad hace que colapse, comienza a caer sobre sí misma y hacia el centro comienza a volverse más densa y caliente. Este centro es la fuente de energía y así nace una nueva estrella.

protoestrella

Estas estrellas recién formadas se llaman protoestrellas. El núcleo de la estrella continúa cayendo hacia adentro y el centro caliente comienza a emitir luz y la estrella comienza a brillar. Cuando los átomos se acercan cada vez más bajo la atracción gravitacional, se acercan tanto que los átomos de hidrógeno comienzan a fusionarse entre sí para formar helio, un proceso que libera enormes cantidades de energía.

En este punto, la energía producida por estas reacciones de fusión será contrarrestada por la atracción gravitacional hacia adentro del centro. Aquí es donde el tamaño de la estrella decide su destino. La cantidad más pequeña de masa necesaria para mantener este estado como estrella se conoce como masa solar, que es el equivalente a la masa de nuestro propio sol. Cuanto mayor es la masa, más combustible tiene una estrella en su núcleo y mayor es la cantidad de energía producida por las fusiones.

Poco a poco el combustible del núcleo, que es hidrógeno, empieza a agotarse. A medida que el núcleo se vuelve cada vez más pequeño, se calienta y se produce más energía, esta energía comenzará a volverse más fuerte que la atracción gravitacional hacia adentro y eventualmente comenzará a empujar los límites externos del inicio hacia afuera.

gigante roja

Como resultado de la rápida expansión, la capa exterior comienza a enfriarse, generando una neblina roja. En esta etapa la estrella se llama Gigante Roja. Cuando todos los átomos de hidrógeno se fusionan para convertirse en helio, el núcleo se queda sin combustible y la energía de las reacciones de fusión comienza a disminuir cada vez más. En esta etapa, la gravedad toma el control y comienza a aplastar el núcleo con una fuerza aún mayor. Esta inmensa presión hace que los átomos de helio comiencen a fusionarse entre sí formando elementos más pesados ​​como carbono, hierro y silicio y liberen una cantidad aún mayor de energía en comparación con la energía liberada por las fusiones de hidrógeno.

supernova

Cuando la estrella vuelve a quedarse sin combustible, queda un núcleo relativamente estable formado por estos elementos más pesados. Debido a que cada vez hay menos energía empujando el núcleo hacia afuera, la gravedad gana la pelea y aplasta el núcleo instantáneamente, lo que hace que las capas externas reboten en el núcleo en una explosión súper intensa llamada Supernova. La explosión es tan intensa que escupe las entrañas de la estrella a grandes distancias desechando la mayoría de los elementos formados en el proceso. La explosión súper caliente forma la mayoría de los elementos que encontramos en el universo, como el cobalto, el níquel y el cobre. El material supercaliente que se propaga rápidamente formará una nebulosa planetaria y podrá observarse desde la Tierra. Algunos ejemplos de esto son la Nebulosa Ojo de Gato, Nebulosa del Cangrejo.

Enano blanco

Después de la explosión de la supernova, el núcleo de la estrella queda con elementos más pesados ​​relativamente estables, en otras palabras, es un gran sólido metálico, llamado Enana Blanca . En esta etapa, la mayoría de las estrellas no tienen suficiente masa para hacer que su gravedad empuje más hacia adentro, por lo que se queman durante unos pocos millones de años y mueren pacíficamente. Este no es el caso de los comienzos supermasivos: si la masa del núcleo sobrante es superior a 1,4 veces la masa solar (conocido como límite de Chandrashekar), el núcleo volverá a estar sujeto a un intenso aplastamiento gravitacional.

Estrella neutrón

Si la estrella tiene entre 1,4 y 3 veces la masa solar, la gravedad hacia adentro hace que todos los electrones se fusionen con los protones y formen neutrones. . Las fusiones de electrones y protones liberan una cantidad tan enorme de energía que se produce otra explosión de supernova y, finalmente, todo lo que queda es un núcleo compuesto enteramente de neutrones.

Singularidad

En ese momento, la estrella supermasiva inicial, que tenía miles de años luz de diámetro, se reduce a una bola superdensa de neutrones del tamaño de unos pocos miles de kilómetros. Si la enana blanca antes de la explosión tenía una masa superior a 3 masas solares (es decir, la estrella original tenía una masa de 10 a 80 masas solares), la gravedad sigue siendo tan poderosa que supera la repulsión entre los neutrones muy compactos ( presión de degeneración de neutrones ) y aplasta el núcleo en un solo punto de densidad infinita formando un agujero negro.

Los agujeros negros tal como los conocemos no son tan comunes porque en cualquiera de las etapas mencionadas anteriormente el resultado final podría ser diferente según la masa de la estrella original.

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Imagen cortesía: Varias fuentes, incluido ESO: el Observatorio Europeo Austral , Physics Stack Exchange, Addison Wesley, Nasa y Wired.