Parece que finalmente si veremos en el mercado al HD VMD, el tercero de los formatos de vídeo de alta resolución, que, a pesar de llegar tarde, cree que todavía está a tiempo de conseguir su cuota entre los usuarios.

Este formato es una evolución del DVD, usando el mismo láser rojo, pero con más capas, lo que permite almacenar hasta 30 GB por disco. Los creadores creen que el coste reducido de la tecnología permitirá venderlo fácilmente, por lo que podrá encontrarse en breve en Amazon por 199 dólares.

El problema que le veo a este formato es que, al menos de momento, no tiene el soporte de los estudios, por lo que la cantidad de películas disponibles es muy reducida, apenas unas 17. Además, apuesta por competir simplemente en precio, cosa que puede hacer ahora mismo pero no en un futuro, cuando la fabricación masiva de Blu-ray permita reducir costes a un nivel muy similar.

El HD VMD se distribuirá en países como China, India, Rusia, España y en otras partes de Europa, donde se espera que tenga bastante éxito. Pues a no ser que reduzcan el precio a los 90 dólares a los que dicen poder llegar a venderlo lo veo un poco complicado.

Un hipopótamo pigmeo visto en el Parque Nacional de Sapo, Liberia.

Sólo las leyendas locales de un pueblo que ha sufrido el hambre y las guerras hablaban aún de ocasionales avistamientos de hipopótamos pigmeos, unos extraños animales en peligro de extinción que se creían desaparecidos de los bosques tropicales de África por culpa de los conflictos y la caza ilegal.

Pero, gracias a una red de cámaras ocultas, la Sociedad Zoológica de Londres acaba de descubrir que estos singulares mamíferos, parientes de los hipopótamos comunes y, más lejanamente, de las ballenas, aún habitan en la selva de Liberia.

El hallazgo ha supuesto toda una alegría, y también una sorpresa, para los investigadores. Los hipopótamos pigmeos han visto el 90% de su hábitat natural destruido por la guerra y la tala de árboles, y los humanos los han perseguido sin descanso, unas veces para huir del hambre y otras para lucir sus rechonchos dientes como trofeo. Pese a todo, las imágenes no dejan lugar a dudas: aún están ahí.

“Estamos encantados de haber descubierto que aún permanece una población en este lugar, pero seguimos preocupados por la especie, que continúa enfrentándose a importantes peligros derivados de la caza furtiva y la degradación del hábitat”, indica Ben Collen, que ha dirigido al equipo de la Sociedad Zoológica de Londres como parte de su programa EDGE, destinado a localizar e intentar salvar de la extinción a las criaturas más extrañas y originales del planeta.

 Imagen de un hipopótamo pigmeo en Liberia.

El hipopótamo pigmeo (Hexaprotodon liberiensis) habita en la selva montana guineana, un paisaje que se extiende por Liberia, Costa de Marfil, y Sierra Leona. Hasta el siglo XIX, era un lugar prácticamente inaccesible para el hombre. De hecho, no fue hasta entonces cuando se descubrió a esta especie, muy parecida al hipopótamo pero de menor tamaño y con los pies y el hocico más anchos.

Aunque pueden verse en varios zoológicos, incluidos el de Londres o el de Fuengirola (Málaga), no resulta nada fácil encontrarlos en su medio natural. Sólo los últimos métodos de seguimiento con cámaras (‘Camera trapping’, en inglés) han permitido descubrir en Liberia a la población de hipopótamos pigmeos, que viven en ríos y lagunas del Parque Nacional Sapo.

Se calcula que en toda la selva guineana, uno de los últimos refugios de la especie, no habrá más de 3.000 ejemplares, aunque no existen censos recientes y las estimaciones no son precisas.

Liberia ha sufrido dos recientes guerras (1989-1996 y 1999-2003), en las que murieron alrededor de 200.000 personas. Contra todo pronóstico, el hipopótamo pigmeo logró sobrevivir, pero los científicos afirman que hará falta un programa de protección para los ejemplares que queden en la selva.

“Tras dos cruentas guerras civiles, una acción de conservación científicamente dirigida es esencial para la supervivencia continuada de esta especie altamente amenazada”, indica Collen.

El DuOrb, el de la imagen de arriba, son dos disipadores de tipo Orb, ya existentes en el catálogo de Thermaltake. Utilizan dos ventiladores de 8 centímetros sobre el mismo disipador, con un flujo de salida máximo de 37.67 CFM y 21 dB, según la información oficial del fabricante.

Y el otro, el Dual-V es también una combinación de dos ventiladores V1 también existentes en Thermaltake. El diseño de este Dual-V es en forma de abanico, lo que promete una disipación mayor en parte también debido al ventilador de 14 centímetros instalado.Ámbos disipadores están disponibles para los sockets AM2/AM2+/LGA-775, con lo que cubren prácticamente la totalidad de los procesadores que se venden en la actualidad.

Vía | Tom’s Hardware.
Más información | Thermaltake.

Pulsar de la zona central de la Nebulosa del Cangrejo. Esta imagen combina imágenes del telescopio HST (rojo), e imágenes en rayos X obtenidas por el telescopio Chandra (azul).

En astronomía, un pulsar o púlsar es una estrella de neutrones que emite radiación pulsante periódica. Los pulsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el período de rotación del objeto. Esto es debido a la inclinación del eje magnético respecto al eje de rotación. Los dos haces de radiación se emiten desde cada polo magnético formando un doble cono que barre el espacio periódicamente, de forma análoga a como lo hace un faro. Dichos pulsos pueden ser emitidos en frecuencias correspondientes a radio, rayos X o rayos gamma. La pulsación de estos objetos lógicamente disminuye a la vez que lo hace su rotación. A pesar de ello, la extrema constancia de ese período, en algunos pulsares, ha hecho que sean usados para calibrar relojes de precisión. Así mismo, no todos los pulsares son visibles, ello dependerá de si los haces de luz barren o no nuestro campo de visión.

El nombre, pulsar, proviene de la abreviatura en inglés del término completo Pulsating star (estrella pulsante) que hace referencia a los rápidos pulsos de radio que permitieron descubrir estos objetos.

Descubrimiento del primer pulsar 

La señal del primer pulsar que se detectó, tenía un intervalo exacto de 1,33730113 segundos. Este tipo de señales únicamente se pueden detectar utilizando un radiotelescopio. De hecho, cuando en julio de 1967 Jocelyn Bell y Antony Hewish detectaron estas señales de radio de corta duración, pensaron que podrían haber establecido contacto con una civilización extraterrestre, dada la precisa regularidad de la emisión. Llamaron tentativamente a su fuente LGM (Little Green Men). Tras una rápida búsqueda se descubrieron 3 nuevos pulsares emitiendo en radio a diferentes frecuencias por lo que pronto se concluyó que estos objetos debían ser producto de fenómenos naturales.

Anthony Hewish recibió en 1974 el Premio Nobel de Física por este descubrimiento y por el desarrollo de su modelo teórico. Jocelyn Bell no recibió condecoración por ser únicamente una estudiante de doctorado, aunque fuera ella quien advirtió la primera señal de radio.

Hoy en día se conocen más de 600 pulsares con períodos de rotación diversos que van desde el milisegundo a unos pocos segundos con un período promedio de rotación de 0,65 segundos. La precisión con la que se conoce la rotación de estos objetos es de una parte en 100 millones. Los períodos de rotación tan breves implican tamaños para estas estrellas de unos pocos miles de km. El más famoso de todos los pulsares es quizás el que se encuentra en el centro de la Nebulosa del Cangrejo denominado PSR0531+121 con un período de rotación de 0,033 s. Este pulsar se encuentra en el mismo punto en el que los astrónomos chinos registraron una brillante supernova en el año 1054 y permite establecer la relación supernova y estrella de neutrones como remanente final esta segunda de la explosión producida por la supernova.

Planetas pulsar 

El primer grupo de planetas extrasolares fue descubierto orbitando un pulsar: PSR B1257+12. Este es un pulsar cuyo período es de milisegundos. Las pequeñas variaciones de su período de emisión de radio sirvieron para detectar una ligerísima oscilación periódica del pulsar con una amplitud máxima en torno a 0,7 m/s. Los radioastrónomos Alexander Wolszczan y Dale A. Frail interpretaron estas observaciones como causadas por un grupo de tres planetas en órbitas casi circulares a 0,2, 0,36 y 0,47 UA del pulsar central y con masas de 0,02, 4 y 4 masas terrestres respectivamente. Este tipo de descubrimiento, altamente inesperado, causó un gran impacto en la comunidad científica.

Remanente de la supernova de Kepler, SN 1604

Una supernova (latín: nova, ‘nueva’ )^? es una explosión estelar que produce objetos muy brillantes en la esfera celeste, de ahí que se les llamase inicialmente Estella nova o simplemente Nova, ya que muchas veces aparecían donde antes no se observaba nada. Posteriormente se les agregó el prefijo “super—” para distinguirlas de otro fenómeno de características similares pero menos luminoso, las novas.

Las supernovas dan lugar a destellos de luz intensísimos que pueden durar desde varias semanas a varios meses. Se caracterizan por un rápido aumento de intensidad hasta alcanzar un pico, para luego decrecer en brillo de forma más o menos suave hasta desaparecer completamente.

Fundamentalmente se originan a partir de estrellas masivas que ya no pueden fusionar más su agotado núcleo, incapaz de sostenerse tampoco por la presión de degeneración de los electrones, lo que las lleva a contraerse repentinamente y generar, en el proceso, una fuerte emisión de energía. También existe otro proceso más violento aún, capaz de generar destellos incluso mucho más intensos. Suceden cuando una enana blanca compañera de otra estrella, aún activa, agrega suficiente masa de ésta como para superar el límite de Chandrasekhar y proceder a la fusión instantánea de todo su núcleo, lo cual genera una explosión termonuclear que expulsa casi todo, sino todo, el material que la formaba.

Las supernovas provocan la expulsión de las capas superficiales de la estrella en forma de enormes ondas de choque, llenando el espacio que la rodea con elementos pesados. Los restos eventualmente componen nubes de polvo y gas. Cuando el frente de onda de la explosión alcanza otras nubes de gas y polvo cercanas, las comprime y puede desencadenar la formación de nuevas nebulosas solares que originen, en cierto tiempo, nuevos sistemas estelares (quizá con planetas, al estar éstas enriquecidas con los elementos procedentes de la explosión).

Las supernovas pueden liberar varias veces 10 ⁴⁴ joule. Esto ha resultado en la adopción del foe (10 ⁴⁴ julios) como unidad estándar de energía para el estudio de supernovas.

Clasificación

En el intento por comprender las supernovas, los astrónomos las han clasificado de acuerdo a las líneas de absorción de diferentes elementos químicos que aparecen en sus espectros.

La primera clave para la división es la presencia o ausencia de hidrógeno. Si el espectro de una supernova no contiene una línea de hidrógeno es clasificada como tipo I, de lo contrario se la clasifica como tipo II.

Dentro de estos dos grupos principales hay también subdivisiones de acuerdo a la presencia de otras líneas en la curva de luz.

Índice

Tipo I

Sin líneas de Balmer del hidrógeno

Tipo Ia

Línea Si II a 615.0 nm

Tipo Ib

Línea He I a 587.6 nm

Tipo Ic

Sin líneas del helio

Tipo II

Con líneas de Balmer del hidrógeno

Tipo II-P

Meseta

Tipo II-L

Decrecimiento lineal

Tipo Ia

Las supernovas de tipo Ia son, con mucha diferencia, las más potentes de todas pudiendo emitir un brillo varias veces superior al de la galaxia que las acoge. (Recreación artística)

Las supernovas de tipo Ia carecen de helio y presentan, en cambio, una línea de silicio en el espectro de emisión. La teoría más aceptada con respecto a este tipo de supernovas sugiere que son el resultado de la acreción de masa por parte de una enana blanca de carbono-oxígeno de una estrella compañera, generalmente una gigante roja. Esto puede suceder en sistemas estelares binarios muy cercanos. Ambas estrellas tienen la misma edad y los modelos indican que casi siempre tendrán una masa semejante. Pero normalmente siempre hay una más masiva que la otra y unas ligeras diferencias en este aspecto hacen que la más masiva muera antes que la estrella menor. Si las estrellas tienen menos de 8 masas solares formarán enanas blancas. Debido a todo esto es muy normal que en las etapas finales del sistema binario haya una enana blanca orbitando junto a una gigante roja también agonizante y con sus capas exteriores muy expandidas (ver:Evolución estelar:gigantes rojas).

Esta cubierta, básicamente de hidrógeno y helio, está poco cohesionada gravitatoriamente, por lo que es capturada fácilmente por la enana blanca. Alrededor de cada estrella hay un perímetro de influencia en el cual vence la fuerza gravitatoria de una o de la otra. Esto es el lóbulo de Roche y, si parte de la envoltura de la gigante roja invade el lóbulo de la enana blanca (normalmente mayor que el de su compañera), toda la materia contenida en su zona de influencia será atraída hacia ésta.

El material tiene que depositarse con la suficiente rapidez para que no se encienda la capa superficial de hidrógeno, en caso contrario se producirían novas. Si el ritmo de acreción es el adecuado la enana blanca pronto alcanzará el límite de Chandrasekhar, momento en el cual los electrones degenerados ya no son capaces de sostener el objeto. El aumento de presión resulta en el colapso de la estrella cuyas temperaturas se disparan hasta llegar a encender la fusión del carbono en el núcleo de la estrella. Esta ignición es completa empezando en su centro y extendiéndose rápidamente hasta las capas más externas. Dado que tienen muy poco hidrógeno en su superficie éste se ioniza rápidamente, volviéndose transparente e indetectable cuando se leen los espectros de estos destellos luminosos. La propagación de la energía de la explosión es aún objeto de debate entre los científicos. Si bien se supone que la fuente principal de energía se generaría en el centro, se desconoce si existen otros puntos simultáneos de ignición que generen ondas convergentes de aplastamiento potenciando así el rendimiento de la explosión. Las turbulencias generadas por la inestabilidad de Rayleigh-Taylor parecen ser causa de una rápida propagación de la llama de ignición en todo su volumen. Se desconoce cómo dicha ignición transiciona desde una deflagración subsónica hasta una detonación supersónica.

Durante la detonación se quema, en cuestión de segundos, una cantidad de carbono que a una estrella normal le llevaría cientos de años. Esta increíble energía libera una colosal onda de choque que destruye la estrella expulsando toda su masa a velocidades de alrededor de 10.000 km/s. La energía liberada en la explosión también causa un aumento extremo en su luminosidad siendo este tipo de supernovas el más luminoso de todos, alrededor de 10⁴⁴julios se invierten en luz (1foe). Normalmente no queda ni rastro de la estrella que originó el cataclismo, sólo restos de gas y polvo sobrecalentados en rápida expansión. La desaparición, por consiguiente, del campo gravitatorio de la estrella explosionada produce un cambio en la trayectoria de la estrella vecina, si ésta sobrevivió a la detonación. Al no verse sometida a su fuerza de atracción, saldrá disparada en la dirección que seguía en el momento del estallido como si de una honda se tratara. Estas estrellas lanzadas se podrían detectar ya que deberían ir mucho más rápido que las de su entorno.

El mecanismo de este tipo de supernovas es similar al que produce las novas, según el cual una enana blanca absorbe materia más lentamente, encendiéndose ésta antes de alcanzar el límite de Chandrasekhar. En el caso de una nova, la materia absorbida causa una reacción de fusión del material superficial recién acretado pero no causa el colapso de la estrella.

Son fenómenos muy raros ya que requieren unos requisitos muy estrictos para su formación. En primer lugar solo se producen en sistemas binarios de estrellas de masa media baja. Estos sistemas en principio son bastante corrientes pero aún hay más restricciones. La suma de las masas de ambas estrellas ha de ser mayor a la masa de Chandrasekhar (1,44M_Sol). Han de estar suficientemente cerca como para que sus lóbulos de roche puedan ser invadidos por las capas expansivas de la gigante roja en crecimiento. De ser posible, el manto de la gigante debería engullir a la enana blanca, lo cual garantizaría una absorción rápida del material y su frenado debido a la fricción con el gas estelar. Esto la llevaría a órbitas cada vez más cercanas, lo cual aumentaría los ritmos de acreción. Si la absorción fuese demasiado lenta y pausada, dándose lugar a distancia prudencial, entonces sólo se tendría una nova periódica que quemaría y expulsaría regularmente la masa acretada.

También puede existir una supernova tipo Ia generada por el encuentro entre dos enanas blancas del mismo sistema binario. Puede ser que ninguna de las dos lograra por sí sola acretar suficiente masa para generar una supernova termonuclear pero juntas superaran la masa de Chandrasekhar. Dos enanas blancas en rotación emiten ondas gravitatorias y, con el tiempo, sus órbitas se acercan y aceleran, lo cual acelera la emisión de ondas y retroalimenta el proceso. Llegado un punto, uno de los dos cuerpos (el menos masivo), se rompe y forma un toro (dónut), alrededor de la otra estrella. La masa de ese disco empieza a caer sobre la superficie. El ritmo no debe ser ni muy lento ni muy rápido tampoco, ya que en cualquiera de los casos produciría la quema del carbono en superficie.

Curva de luz de las supernovas de tipo Ia. Su pico de emisión es el más alto de todos. Se aprecia perfectamente la fase de emisión del níquel diferenciada de la del cobalto. Cuanto más rápido decrece la luz menor es su máximo. Este hecho permite su uso como candela estándar de precisión

Las supernovas de tipo Ia poseen una curva de luz característica. Cerca del momento de luminosidad máxima, el espectro contiene líneas de elementos de masa intermedia que van desde el oxígeno hasta el calcio (elementos de las capas externas de la estrella). Meses después de la explosión, estos elementos se han hecho totalmente transparentes y la luz que domina es la que proviene de elementos más pesados procedentes del núcleo. En el pico de emisión se concentra la luz emitida por el níquel-56. Éste va decayendo por radiactividad a cobalto-56 también radiactivo. Llegado un punto la emisión de luz la domina el cobalto, cuya emisión de fotones de alta energía, suaviza la curva de decrecimiento del brillo. La luminosidad termina con la conversión de todo el cobalto a hierro-56, el cual emitirá las líneas más tardías producto de su estado ionizado.

A diferencia de otros tipos de supernovas, las supernovas de tipo Ia se encuentran en todo tipo de galaxias, incluyendo las elípticas. Asimismo, tampoco muestran ninguna preferencia por regiones de formación estelar. Esto es así porque los sucesos que desembocan en una supernova Ia pueden durar mucho tiempo en términos estelares, sobre todo la aproximación de los dos cuerpos. Además no se originan a partir de estrellas muy masivas, por lo que no tienen por qué ubicarse en zonas jóvenes de formación reciente (donde se encuentran las gigantes azules). De modo que pueden acontecer en las regiones más longevas de las galaxias. Esta particularidad permite encontrarlas mirando cualquier parte del cielo, distribuyéndose homogéneamente con una probabilidad constante allí donde haya galaxias.

El parecido en las formas y en la magnitud de las curvas de luz de todas las supernovas de tipo Ia observadas hasta la fecha, ha hecho que sean utilizadas como medida estándar de luminosidad en la astronomía extragaláctica, lo que en términos astrofísicos se llama una candela estándar (se pueden calibrar con una décima de magnitud). Las ventajas con respecto a las demás candelas estándar, como las cepheidas, es que su alta luminosidad permite detectarlas en galaxias aun más lejanas, ayudando a inferir distancias de objetos que, de otra manera, sería imposible calcular. La razón de la similitud en la curva de luminosidad es aún cuestión de debate pero parece estar relacionada, en parte, con el hecho de que las condiciones iniciales en que se generan estos fenómenos son casi idénticas. Estas propiedades tan favorables han revolucionado la cosmología, permitiendo desvelar la expansión acelerada del universo gracias a la utilización de sus observaciones de forma estadística.

En la Vía Láctea, el candidato más conocido para este tipo de supernova es IK Pegasi (HR 8210), localizado a una distancia de tan sólo 150 años luz. Este sistema binario está formado por una estrella de secuencia principal y una enana blanca, separadas únicamente por 31 milliones de kms. La enana tiene una masa estimada en 1.15 veces la masa solar.^[1] Se piensa que pasaran varios billones de años antes de que la enana blanca llegue a la masa crítica necesaria para convertirse en una supernova de tipo Ia.^{[2] [3]}

Tipos Ib y Ic

Los tipos Ib y Ic no poseen la línea del silicio presente en el tipo Ia y se cree que corresponden a estrellas al borde de su extinción (como las tipo II), pero que perdieron su hidrógeno anteriormente, por lo que las líneas de hidrógeno no aparecen tampoco en sus espectros. Las supernovas de tipo Ib son teóricamente el resultado del colapso de una estrella de Wolf-Rayet con cuyos intensos vientos logran desprenderse del hidrógeno de las capas externas. Se conocen también varias de estas supernovas en sistemas binarios y esto es porque la estrella compañera puede ayudar a desligar gravitatoriamente al gas de las capas más externas de la otra estrella la cual pierde su cubierta sin necesidad de ser tan masiva. En casos extremos no solo escapa el hidrógeno sino también el helio dejando al desnudo el núcleo de carbono, éste es el caso de las supernovas Ic. Estas supernovas tiene un mecanismo de explosión esencialmente idéntico al de las supernovas de colapso gravitatorio típicas, las tipo II.

Tipo II

Las supernovas de tipo II son el resultado de la imposibilidad de producir energía una vez la estrella alcanza el equilibrio estadístico nuclear con un núcleo denso de hierro y níquel. Estos elementos ya no pueden fusionarse para dar más energía. La barrera de potencial de sus núcleos es demasiado fuerte para que la fusión sea rentable por lo que ese núcleo estelar inerte deja de sostenerse a sí mismo y a las capas que están por encima de él. La desestabilización definitiva de la estrella ocurre cuando la masa del núcleo de hierro alcanza el límite de Chandrasekhar, normalmente toma apenas unos días. Es en ese momento cuando vence a la presión que aportan los electrones degenerados del núcleo y este sucumbe. Con el colapso del núcleo éste llega a calentarse en torno a los 3.000 millones de grados momento en el que la estrella emite fotones de tan alta energía que hasta son capaces de partir los átomos de hierro en partículas alfa y neutrones en un proceso llamado fotodesintegración, estas partículas son a su vez destruidas por otros fotones generándose así una avalancha de neutrones en el centro de la estrella.

Estas reacciones son endotérmicas por lo que no ayudan a sostener el núcleo compacto y éste sigue colapsando, emitiendo más y más neutrones cada vez. De hecho provocan un enfriamiento del mismo, lo que se traduce en una menor presión y, por tanto, en una aceleración del proceso. Los propios átomos de hierro captan parte del inmenso flujo de neutrones, transformándose en elementos más pesados en un proceso llamado captura de neutrones, en concreto el proceso-R.

El núcleo cae tan deprisa que deja un espacio de baja densidad casi vacío entre él y el resto de material estelar. El manto, por su parte, empieza a caer sobre el núcleo frenándose por el aluvión de fotones de frecuencia extrema que mantiene a raya esa caída fotodesintegrando las capas más interiores de la cubierta estelar. Esta destrucción de núcleos no sólo transmite momento sino que también produce un flujo de neutrones y protones que serán capturados por las capas siguientes para formar elementos más pesados. Simultáneamente, las densidades tremendas que se alcanzan en la sopa de núcleos pesados y electrones en que se ha convertido el núcleo supercompactado de la estrella moribunda, posibilitan una nueva reacción. Los electrones del núcleo estelar empiezan a caer sobre los núcleos atómicos enlazándose con los protones para formar neutrones en un proceso llamado captura de electrones por lo que, poco a poco, el núcleo se va convirtiendo en una masa de neutrones hiperdensa llamada neutronium. Los procesos de fotodesintegración y de captura de electrones aceleran aún más el hundimiento de la estrella, ya que, además, ahora también la presión de degeneración pierde fuerza rápidamente.

Pero la captura de electrones no sólo resulta en la producción de neutrones sino también en la de neutrinos. La captura se produce a tal ritmo que se genera un flujo explosivo de neutrinos que es arrastrado por el colapso, hasta que su abundancia creciente los hace degenerar y, bloquear así, la captación de nuevos electrones. Por breves instantes los electrones ni siquiera pueden seguir combinándose con los protones ya que no hay lugar en el espacio de fases donde colocar a los neutrinos que resultarían, dado que éstos están ya degenerados. Pero esto no tarda en resolverse ya que, a consecuencia de este taponamiento, se produce un escape de los neutrinos del núcleo llevándose gran cantidad de energía, lo que reactiva las capturas y realimenta a los frentes de onda de neutrinos que se expanden con gran rapidez. La emisión de neutrinos durará unos 10 segundos.

Las capas externas de material que caen hacia el núcleo se encuentran de camino con el frente de choque de la avalancha de neutrinos, también llamado neutrinosfera. A través de un proceso que no ha sido desvelado por completo aún, parte de la energía liberada en la explosión de neutrinos es transferida a las capas externas de la estrella. Se cree que, como se ve en la fórmula siguiente, los neutrinos son capaces de generar fotones mediante un proceso inverso al de generación de fotoneutrinos (ver:Neutrinos térmicos). Cuando la onda de choque alcanza la superficie de la estrella varias horas más tarde, ocurre un incremento masivo en su luminosidad. Si la masa del núcleo colapsante es suficientemente pequeña, entre 1,5 y 2,5 masas solares, los propios neutrones podrán frenar el colapso, si no seguirá contrayéndose hasta concentrarse toda la materia en una singularidad, formando así un agujero negro. Esta frontera entre estrella de neutrones y agujero negro no está bien definida debido a la falta de entendimiento de los procesos de colapso de una supernova.

En el caso de las supernovas que generan estrellas de neutrones, las capas externas apenas sí llegan a chocar con la superficie del núcleo compacto. Es posible que ni la alcancen y antes hayan sido barridas por el flujo de neutrinos. Para las que acaban en agujeros negros inicialmente sí se forma una estrella de neutrones pero la cubierta posee tanta masa y empuje que gran parte de esta cae sobre la estrella de neutrones haciendo que supere la masa máxima de unas 2,5 masas solares, límite que tampoco se conoce con exactitud.

Curvas de luz de las SNII-P y SNII-L. Las primeras tienen una fase de meseta en la cual el gas ionizado se enfría al expandirse, recombinándose hasta volverse transparente. Este proceso compensa el decrecimiento de luz y mantiene la luminosidad hasta que se hace neutro, momento en el cual vuelve a decrecer. En el segundo caso apenas hay capas externas seguramente perdidas por interacción con alguna estrella vecina. Se observa también cómo tiene un pico notablemente menos acentuado que las SNIa

La energía desarrollada por una supernova típica de tipo II es de unos 10⁴⁶ julios (~100 foe) emitidos en los 10 segundos de flujo explosivo de neutrinos. De toda esta energía, tan sólo un foe es absorbido por el material, reemitiéndose en forma de energía cinética del material en expansión. Entre 0,01 y 1 foes se emiten en forma de energía luminosa. Ésta última, sería la energía que vemos ópticamente. Las supernovas con mejor rendimiento son las que dejan estrellas de neutrones como remanentes ya que en este caso el porcentaje de masa expulsado es máximo. En el caso de las que dejan un agujero negro la expansión será menos eficiente porque gran parte de la energía de la explosión se quedará atrapada en él. En cualquier caso, las supernovas de colapso difícilmente se acercarán al foe completo que liberan las supernovas tipo Ia.

La cuestión de cómo las supernovas logran emitir toda esa energía no está bien entendida. De hecho, los modelos realizados por ordenador no dan explosión alguna o, si la dan, ésta es muy marginal. Se ha especulado sobre toda una serie de factores que podrían influir en la potencia de la explosión o que incluso podrían ser cruciales para que ésta se produjera. En primer lugar, estaría la fuerza centrífuga que es máxima en el plano ecuatorial y que, sin duda, tiene una contribución positiva ayudando a que el material escape. Con la compresión de la estrella dicha fuerza debería acentuarse al conservarse el momento angular de la estrella. Por otra parte están los campos magnéticos que también deberían ayudar con su presión magnética. Estos dos aspectos se omiten en los modelos porque ni tienen simetría esférica ni se pueden fijar debidamente al desconocerse sus magnitudes, que por otra parte deben ser diferentes para cada estrella.

Las supernovas de tipo II pueden dividirse en los subtipos II-P y II-L. Los tipos II-P alcanzan una meseta en su curva de luz mientras que los tipos II-L poseen un decrecimiento lineal en su curva. La causa de esto se cree que es por diferencias en la envoltura de las estrellas. Las supernovas de tipo II-P poseen una gran envoltura de hidrógeno que atrapa la energía liberada en forma de rayos gamma y la liberan en frecuencias más bajas, mientras que las de tipo II-L, se cree, poseen envolturas mucho menores, convirtiendo menor cantidad de energía de rayos gamma en luz visible.

Las masas de las estrellas que dan lugar a supernovas van desde unas 10 masas solares hasta las 40 o 50. Más allá de este límite superior (que tampoco se conoce con exactitud), los momentos finales de la estrella son implosiones completas en las que nada escapa al agujero negro que se forma, rápida y directamente, engulliéndolo todo antes de que un solo rayo de luz pueda salir. Estas estrellas literalmente se desvanecen al morir.

Se ha especulado que algunas estrellas excepcionalmente grandes podrían producir hipernovas al extinguirse. El mecanismo propuesto para semejante fenómeno sería que tras la transformación repentina del núcleo en agujero negro de sus polos brotaran dos jets de plasma relativista. Estas intensas emisiones se producirían en la banda de frecuencias de los rayos gamma y podrían ser una explicación plausible para las enigmáticas explosiones de rayos gamma.

La primera fase de la supernova es un colapso rápido del núcleo incapaz de sostenerse. Esto conlleva una fuerte emisión de fotones y neutrones que son absorbidos por las capas interiores frenando así su descenso. Simultáneamente un frente de choque de neutrinos se genera durante la neutronización del núcleo compacto. Finalmente, la neutrinosfera choca contra la cubierta y transmite su momento expulsando las capas y produciendo la explosión de supernova

Nombres de supernovas

Los descubrimientos de supernovas son notificados a la UAI (Unión Astronómica Internacional), la cual distribuye una circular con el nombre recientemente asignado. El nombre se forma por el año del descubrimiento y la designación de una o dos letras. Las primeras 26 supernovas del año llevan letras de la A a la Z (vg. Supernova 1987A); las siguientes llevan aa, ab, etc.

Supernovas destacadas

Imagen en Rayos X de la supernova SN 1006, tomada por ASCA, un satélite de la NASA para el estudio de los rayos cósmicos.

A continuación se muestra una lista de las más importantes supernovas vistas desde la Tierra en tiempos históricos. Las fechas que se dan señalan el momento en que fueron observadas. En realidad, las supernovas ocurrieron mucho antes pues su luz ha tardado cientos o miles de años en llegar hasta la Tierra.

• 185 – SN 185 – referencias en China y posiblemente en Roma. Análisis de datos tomados en rayos X por el observatorio Chandra sugieren que los restos de la supernova RCW 86 corresponden con este evento histórico.
• 1006 – SN 1006 – Supernova muy brillante; referencias encontradas en Egipto, Iraq, Italia, Suiza, China, Japón y , posiblemente, Francia y Siria.
• 1054 – SN 1054 – Fue la que originó la actual Nebulosa del Cangrejo, se tiene referencia de ella por los astrónomos Chinos y, seguramente, por los nativos americanos.
• 1181 – SN 1181 – Dan noticia de ella los astrónomos chinos y japoneses. La supernova estalla en Casiopea y deja como remanente a la estrella de neutrones 3C 58 la cual es candidata a ser estrella extraña.
• 1572 – SN 1572 – Supernova en Casiopea, observada por Tycho Brahe y descrita en su libro De Nova Stella donde se usa por primera vez el término “nova”.
• 1604 – SN 1604 – Supernova en Ophiuchus, observada por Johannes Kepler; es la última supernova vista en la Vía Láctea.
• 1885 – S Andromedae en la Galaxia de Andrómeda, descubierta por Ernst Hartwig.
• 1987 – Supernova 1987A en la Gran Nube de Magallanes, observada unas horas después de su explosión, fue la primera oportunidad de poner a prueba a través de las observaciones directas las teorías modernas sobre la formación de las supernovas.
• – Cassiopeia A – Supernova en Casiopea, no observada en la Tierra, pero se estima que explotó hace unos 300 años. Es el remanente más luminoso en la banda de radio.
• 2005 – SN 2005ap – Esta supernova de tipo II es por el momento la más brillante jamas observada. Llegó a ser hasta ocho veces más brillante que la vía láctea. Esto la hace superar en casi dos veces el anterior récord SN 2006gy.
• 2006 – SN 2006gy en el núcleo de la galaxia NGC 1260, es la más segunda grande que se ha podido observar hasta la fecha, cinco veces más luminosa que las supernovas observadas anteriormente, su resplandor fue de 50.000 millones de veces la del Sol. Se originó por la explosión de una estrella de 150 masas solares.

Galileo usó la supernova 1604 como una prueba contra el dogma aristotélico imperante en esa época, de que el cielo era inmutable.

Las supernovas dejan un remanente estelar tras de sí; el estudio de estos objetos ayuda mucho a ampliar los conocimientos sobre los mecanismos que las producen.

El papel de las supernovas en la evolución estelar

Las supernovas contribuyen a enriquecer el medio interestelar con metales (para los astrónomos, metal es todo elemento más pesado que el helio). Así, tras cada generación de estrellas, la proporción de elementos pesados aumenta. Mayores abundancias en metales tienen importantes efectos sobre la evolución estelar. Además sólo los sistemas estelares con suficiente metalicidad pueden llegar a desarrollar planetas. Una mayor metalicidad conlleva pues una mayor probabilidad de formación de planetas pero también contribuyen para formar estrellas de menores dimensiones. Esto es debido a que el gas en acreción es más sensible a los efectos del viento estelar cuantos más elementos pesados posea. Pues estos absorben mejor los fotones.

Representación artística del quásar GB1508

Un quásar o cuásar (acrónimo en inglés de QUASi-stellAR radio source) es una fuente astronómica de energía electromagnética, incluyendo radiofrecuencias y luz visible. A 2007, el consenso científico es que estos objetos están extremadamente lejos, explicando su corrimiento al rojo alto, son extremadamente luminosos, explicando por qué se pueden ver a pesar de su distancia, y muy compactos, explicando por qué pueden cambiar de brillo con rapidez. Se cree que son núcleos activos de galaxias jóvenes.

Generalidades 

Los quásares visibles muestran un corrimiento al rojo muy alto. El consenso científico es que esto es un efecto de la expansión métrica del universo entre los quásares y la Tierra. Cuando se combinó con la Ley de Hubble, la implicación es que los quásares están muy distantes. Para ser observables a esas distancias, la energía de emisión de los quásares hace empequeñecer a casi todos los fenómenos astrofísicos conocidos en la galaxia, exceptuando comparativamente a eventos de duración breve como supernovas y GRB. Los quásares pueden fácilmente liberar energía a niveles iguales que la combinación de cientos de galaxias medianas. La luz producida sería equivalente a la de un billón de soles.

En telescopios ópticos, la mayoría de los quásares aparecen como simples puntos de luz, aunque algunos parecen ser los centros de galaxias activas. La mayoría de los quásares están demasiado lejos para ser visto por telescopios pequeños, pero el 3C 273, con una magnitud aparente de 12,9 es una excepción. A una distancia de 2.440 millones de años luz, es uno de los objetos más lejanos que se pueden observar directamente con un equipo amateur.

Algunos quásares muestran cambios rápidos de luminosidad, lo que implica que son pequeños, ya que un objeto no puede cambiar más rápido que el tiempo que tarda la luz en viajar desde un extremo al otro. El corrimiento al rojo más alto conocido de un quásar es de 6,4.^[1]

Se cree que los quásares están alimentados por la acreción de materia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de galaxias lejanas, convirtiéndolos en versiones muy luminosas de una clase general de objetos conocida como galaxias activas. No se conoce el mecanismo que parece explicar la emisión de la gran cantidad de energía y su variabilidad rápida. El conocimiento de los quásares ha avanzado muy rápidamente, aunque no hay un consenso claro sobre sus orígenes..

Propiedades de los quásares 

Se conocen más de 100.000 quásares. Todos los espectros observados tiene un corrimiento al rojo considerable, que va desde 0,06 hasta el máximo de 6,4. Por tanto, todos los quásares se sitúan a grandes distancias de la Tierra, el más cercano a 240 Mpc (780 millones de años luz) y el más lejano a 6 Gpc (13.000 millones de años luz). La mayoría de los quásares se sitúan a más de 1 Gpc de distancia; como la luz debe tardar un tiempo muy largo en recorrer toda la distancia, los quásares son observados cuando existieron hace mucho tiempo, y el universo como era en su pasado distante.

Aunque aparecen débiles cuando se observan por telescopios ópticos, su corrimiento al rojo alto implica que estos objetos se sitúan a grandes distancias, por lo que hace de los quásares los objetos más luminosos en el universo conocido. El quásar que aparece más brillante en el cielo es el 3C 273 de la constelación de Virgo. Tiene una magnitud aparente de 12,8, lo suficientemente brillante para ser observado desde un telescopio pequeño, pero su magnitud absoluta es de -26,7. A una distancia de 10 pársec (unos 33 años luz), este objeto brillaría en el cielo con mayor fuerza que el Sol. La luminosidad de este quásar es unos 2 billones (2 × 10¹²) veces mayor que la del Sol, o cien veces más que la luz total de una galaxia media como la Vía Láctea.

El quásar hiperluminoso APM 08279+5255 tenía, cuando se descubrió en 1998, una magnitud absoluta de -32,2, aunque las imágenes de alta resolución del telescopio espacial Hubble y el telescopio Keck revelaron que este sistema era una lente gravitacional. Un estudio del fenómeno de lente gravitacional en este sistema sugiere que se ha aumentado en un factor de 10. Se trata, de todas formas, de un objeto más luminoso que los quásares más cercanos como el 3C 273. Se piensa que el HS 1946+7658 tiene una magnitud absoluta de -30,3, pero que también ha sido aumentada por el efecto de lente gravitacional.

Se ha descubierto que los quásares varían de luminosidad en escalas de tiempo diversas. Algunas varían su brillo cada algunos meses, semanas, días u horas. Esta evidencia ha permitido a los científicos teorizar que los quásares generan y emiten su energía desde una región muy pequeña, puesto que cada parte del quásar debería estar en contacto con las otras en tal escala de tiempo para coordinar las variaciones de luminosidad. Como tal, un quásar que varía en una escala de tiempo de algunas semanas no puede ser mayor que algunas semanas luz de ancho.

Los quásares manifiestan muchas propiedades idénticas a las de las galaxias activas: la radiación no es térmica y se ha observado que algunas tienen jets y lóbulos como las radiogalaxias. Los quásares pueden ser observados en muchas zonas del espectro electromagnético como radiofrecuencia, infrarrojos, luz visible, ultravioletas, rayos X e incluso rayos gamma. La mayoría de los quásares son más brillantes en el marco de referencia de ultravioleta cercano, cerca de la línea Lyman-alfa de emisión del hidrógeno de 1.216 Å o (121,6 nm), pero debido a su corrimiento al rojo, ese punto de luminosidad se observa tan lejos como 9.000 Å (900 nm) en el infrarrojo cercano.

Generación de emisión 

Ya que los quásares muestran propiedades en común con todas las galaxias activas, muchos científicos han comparado las emisiones de los quásares con aquellas de galaxias activas pequeñas debido a su similaridad. La mejor explicación para los quásares es que están alimentados por agujeros negros supermasivos. Para crear una luminosidad de 10⁴⁰ W (el brillo típico de un quásar), un agujero negro supermasivo debería consumir la materia equivalente a diez estrellas por año. Los quásares más brillantes conocidos deberían devorar 1.000 masas solares de materia cada año. Se cree que los quásares se “encienden” y “apagan” depediendo de su entorno. Una implicación es que un quásar no continuaría alimentándose a esa velocidad durante 10.000 millones de años, lo que explicaría satisfactoriamente por qué no hay quásares cercanos. En este marco, después de que un quásar acabase de consumir el gas y el polvo, se convertiría en una galaxia normal.

Los quásares también proporcionan algunas pistas sobre el fin de la reionización del Big Bang. Los quásares más viejos (z > 4) muestran un efecto Gunn-Peterson y tienen zonas de absorción en el frente de ellos indicando que el medio intergaláctico en ese momento era gas neutro. Los quásares más recientes no muestran zonas de absorción, pero en su lugar, sus espectros muestran una parte puntiaguda conocida como bosque Lyman-Alfa. Esto indica que el medio intergaláctico está sometido a una reionización hacia plasma y que el gas neutro sólo existe en cúmulos pequeños.

Otra característica interesante de los quásares es que muestran evidencias de elementos más pesados que el helio. Esto significa que esas galaxias estuvieron sometidas a una fase masiva de formación estelar creando estrellas de población III entre el momento del Big Bang y los primeros quásares observados. La luz de esas estrellas pudo haber sido observada por el telescopio espacial Spitzer de la NASA, aunque a finales de 2005 esta interpretación aguardaba ser confirmada.

Historia de la observación de quásares 

Quásar 3C 273

Los primeros quásares fueron descubiertos con radiotelescopios a finales de los años 1950. Muchos fueron registrados como fuentes de radio que no tenía un objeto visible correspondiente. Utilizando telescopios pequeños y el telescopio Lovell como un interferómetro, los objetos mostraban que tenía un tamaño angular muy pequeño.^[2] Cientos de estos objetos fueron registrados hacia 1960 y se publicó el Third Cambridge Catalogue of Radio Sources (3C) mientras los astrónomos exploraban el cielo con telescopios ópticos. En 1960, la fuente de radio 3C 48 fue finalmente vinculada con un objeto óptico. Los astrónomos detectaron lo que parecía una estrella azul tenue en la posición de la fuente de radio y obtuvieron su espectro: conteniendo muchas líneas de emisión desconocidas, el espectro anómalo resistía una interpretación.

En 1962 se consiguió un avance destacado. Otra fuente de radio, la 3C 273, fue pronosticada para sufrir cinco ocultaciones por la Luna. La medidas obtenidas por Cyril Hazard y John Bolton durante una de las ocultaciones utilizando el Observatorio de Parkes permitió a Maarten Schmidt una identificación óptica del objeto y obtener su espectro visible con el telescopio Hale de Monte Palomar. Este espectro reveló las mismas líneas de emisión extrañas. Schmidt se dio cuenta que se trataba de las líneas del espectro del hidrógeno con un corrimiento al rojo del 15,8%. Este descubrimiento mostraba que la 3C 273 se estaba alejando a una velocidad de 47.000 km/s.^[3] Este descubrimiento revolucionó la observación de quásares y permitía a otros astrónomos buscar corrimientos al rojo en las líneas de emisión de otras fuentes de radio. La 3C 48 mostró tener un corrimiento al rojo del 37% de la velocidad de la luz.

El término quásar (en inglés, quasar) fue acuñado por el astrofísico estadounidense de origen chino, Hong-Yee Chiu, en 1964, en Physics Today, para describir estos objetos extraños:

Hasta el momento, el torpemente largo nombre de ‘quasi-stellar radio sources’ [fuentes de radio casi estelares] se ha utilizado para describir estos objetos. Debido a que la naturaleza de estos objetos es completamente desconocida, es difícil preparar una nomeclatura corta y apropiada para ellos ya que sus propiedades esenciales son obvias en su nombre. Por conveniencia, la forma abreviada ‘quasar’ se utilizará durante este artículo

Hong-Yee Chiu en Physics Today, mayo de 1964

Más tarde se descubrió que no todos los quásares, alrededor de sólo un 10%, tenían emisiones de radio altas (los radio-intenso). Por lo tanto, el nombre de QSO (Objeto casi estelar) se utiliza para referirse a estos objetos, incluyendo las clase radio-intensa (RLQ) y radio-silenciosa (RQQ).

Un tema de debate durante los años 1960 fue si los quásares eran objetos cercanos o lejanos como implicaba su corrimiento al rojo. Se sugirió que el corrimiento al rojo de los quásares no era debido al efecto Doppler sino a que la luz escapaba de un muro gravitacional. Sin embargo, una estrella de suficiente masa para forma tal muro se creía que sería inestable.^[4] Los quásares también mostraban unas líneas de emisión inusuales que solo se habían visto anteriormente en nebulosas de baja densidad de gas caliente, lo que sería demasiado difuso para generar la energía observada y mantenerse dentro del muro gravitacional.^[5] Hubo también preocupaciones serias respecto la idea cosmológica de los quásares lejanos. Un argumento firme contra esto es que las energías implicadas en los quásares excedían todos los procesos de conversión de energía conocidos, incluyendo la fusión nuclear. En ese momento, hubo algunas sugerencias sobre que los quásares eran, hasta ese momento, alguna forma desconocida de antimateria estable y que eso podía influir en su brillo. Esta objección se eliminó con la propuesta del mecanismo del disco de acrecimiento en los años 1970, y en la actualidad la distancia cosmológica de los quásares es aceptada por el consenso científico.

En 1979, el efecto de lente gravitacional pronosticado por la Teoría General de la Relatividad de Einstein fue confirmado por la observación por primera vez con imágenes del doble quásar 0957+561.^[6]

En la década de 1980, se desarrollaron modelos unificados en el que los quásares fueron vistos como una clase de galaxias activas, y había emergido en un consenso general que en la mayoría de los casos era el ángulo de visión lo que distinguía unas clases de otras, como los blazars y las radiogalaxias. La luminosidad elevada de los quásares se creía que era el resultado de la fricción causada por el gas y el polvo cayendo en los discos de acrecimiento de agujeros negros supermasivos, que podían convertir un 10% de masa de un objeto en energía, a diferencia del 0,7% obtenido en procesos de fusión nuclear que dominan la producción de energía en estrellas solares.

Este mecanismo también se cree que explica por qué los quásares eran más comunes al comienzo del universo, ya que esta producción de energía finaliza cuando el agujero negro supermasivo consume todo el gas y polvo que tiene cerca. Esto significa que es posible que la mayoría de las galaxias, incluyendo la Vía Láctea, ha pasado a través de una etapa activa, apareciendo como un quásar u otra clase de galaxia activa depediente de la masa del agujero negro y la rotación de acrecimiento, y que son inactivos ahora debido a la falta de materia para alimentar sus agujeros negros centrales que generan la radiación.

El núcleo de la galaxia elíptica gigante M87, donde hay evidencia de un agujero negro supermasivo. También se observa un potente chorro (jet) de materia eyectada por los poderosos campos magnéticos generados por éste. Imagen tomada por el Telescopio espacial Hubble.

Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que provoca un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de dicha región.

La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad de un agujero negro» debida a la gran cantidad de energía del objeto celeste provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. El horizonte de sucesos separa la región de agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. 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 1970 Hawking y Ellis ^[1] demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros. Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.

Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

Historia del agujero negro

Un agujero negro (simulado) de diez masas solares según lo visto de una distancia de 600 kilómetros con la vía láctea en el fondo (ángulo horizontal de la abertura de la cámara fotográfica: 90°).

El concepto de un cuerpo tan denso que ni la luz pudiese escapar de él, fue descrito en un artículo enviado en 1783 a la Royal Society por un geólogo inglés llamado John Michell. Por aquel entonces la teoría de Newton de gravitación y el concepto de velocidad de escape eran muy conocidas. Michell calculó que un cuerpo con un radio 500 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 influenciada 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 el principio 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.

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 1960 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, el término “agujero negro” fue acuñado por John Weeler.

Clasificación teórica

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

• Agujeros negros primordiales, creados temprano en la historia del Universo. Sus masas pueden ser variadas y ninguno ha sido observado.
• Agujeros negros supermasivos, con masas de varios millones de masas solares. Son el corazón de muchas galaxias. Se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esféricas de las galaxias.
• Agujeros negros de masa solar. Se forman cuando una estrella de masa 2,5 mayor que la masa del Sol se convierte en supernova e implosiona. Su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño que cada vez se va reduciendo más.

Un agujero negro sin carga y sin momento angular es un agujero negro de Schwarzschild, mientras que un agujero negro rotatorio (con momento angular mayor que 0), se denomina agujero negro de Kerr.

Zonas observables

Visión de un artista de un agujero negro con disco de acreción.

Impresión de un artista de un agujero negro con una estrella del compañero de cerca que se mueve en órbita alrededor que excede su límite de Roche. la materia en que cae forma un disco de acrecimiento, con algo de la materia que es expulsada en chorros polares altamente enérgicos.

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

Véase también: Acreción

En cuanto a la luz que atraviesa la zona del disco, también es afectada, tal como está previsto por la Teoría de la Relatividad. El efecto es visible desde la Tierra por la desviación momentánea que produce en posiciones estelares conocidas, cuando los haces de luz procedentes de las mismas transitan dicha zona.

Hasta hoy es imposible describir lo que sucede en el interior de un agujero negro; sólo se puede imaginar, suponer y observar sus efectos sobre la materia y la energía en las zonas externas y cercanas al horizonte de sucesos y la ergosfera.

Uno de los efectos más controvertidos que implica la existencia de un agujero negro es su aparente capacidad para disminuir la entropía del Universo, lo que violaría los fundamentos de la Termodinámica, ya que toda materia y energía electromagnética que atraviese dicho horizonte de sucesos, tienen asociados un nivel de entropía. Stephen Hawking propone en su último libro que la única forma que no aumente la entropía sería que la información de todo lo que atraviese el horizonte de sucesos siga existiendo de alguna forma.

Otra de las implicaciones de un agujero negro supermasivo sería la probabilidad que fuese capaz de generar su colapso completo, convirtiéndose en una singularidad desnuda de materia.

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 agujeros negros en la física actual

Se explican los fenómenos físicos mediante dos teorías que se contradicen entre ellas; la mecánica cuántica, que explica la naturaleza de «lo muy pequeño», donde predomina el caos y la estadística, 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. Cualquiera de estas 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.

Descubrimientos recientes

En junio de 2004 astrónomos descubrieron un agujero negro súper masivo, el Q0906+6930, en el centro de una galaxia distante a unos 12.700 millones de años luz. Esta observación indicó una rápida creación de agujeros negros súper masivos en el Universo joven.

La formación de micro agujeros negros en los aceleradores de partículas ha sido informada ^[2] , pero no confirmada. Por ahora, no hay candidatos observados para ser agujeros negros primordiales.