Los agujeros negros se forman cuando estrellas masivas colapsan bajo su propia gravedad al agotar su combustible nuclear. Si la estrella supera el límite de Chandrasekhar de aproximadamente 1.5 veces la masa del Sol, su gravedad es tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar, formando un agujero negro.

1. PROJECTE

2. Els forats negres són cossos, astres, amb un camp gravitatori
extraordinariament gran.
Cap tipus de radiació electromagnética ( La llum) pot escapar.La llum és un
tipus de radiacció.Si entra no pot sortir i si se produiex de dins tampoc. Per
això són negres.
Estan envoltats d’una frontera esférica que permet que la llum entri però no
surti
Un

3. Els Forats Negres

19. • En cuanto a las enanas blancas (como la compañ era de Sirio) pertenecen a los
• primeros tipos espectrales, aun cuando su brillo intrínseco sea muy dé bil. Ahora bien, como
• la temperatura superficial es muy elevada y la radiació n por unidad de superficie
• correlativamente grande, se deduce de ello que la radiació n total solo puede ser tan
• pequeñ a porque tambié n lo es el diámetro. De todo lo indicado se infiere la enorme gama
• de densidades estelares (masa dividida por volumen, como aclará bamos al principio).
• Mientras la densidad media del Sol, por ejemplo, es de 1,4 con respecto al agua, la de las
• enanas blancas se aproxima a 100.000 veces la del Sol, y la de las supergigantes de
• mayor tamañ o tan solo alcanza 0,00000001 de la solar.
• La masa del Sol así como su densidad y diámetro se utilizan como unidad en el
• estudio, referencia y comparació n de las demá estrellas
s

21. • Masas, Diámetros y Densidades
• Por definició n la densidad es la masa que contiene un volumen determinado, por eso
• debemos considerar cantidad de materia y tamañ o, como lo dice el subtítulo.
• Las masas estelares se hallan casi todas comprendidas en la escala de 0,1 a 100,
• tomando el Sol como unidad, aunque los datos relativos a las estrellas de poca masa son
• incompletos. De hecho la inmensa mayoría de las estrellas quedan comprendidas en la
• escala de 0,1 a 10. A excepció n de algunos cuerpos de gran masa y radios
• extraordinariamente pequeñ os (enanas blancas) y de otros de masa gigantesca en las
• cuales el corrimiento einsteniano de los rayos hacia el rojo puede utilizarse para estimar las
• masas, toda informació n relativa a estas proviene del estudio de las estrellas binarias. El
• mé todo consiste fundamentalmente en igualar la atracció n gravitatoria entre las dos
• estrellas a la fuerza centrifuga que tiende a separarlas. Así, por ejemplo, la curva de
• velocidad radial de una binaria eclipsante, esto es dos estrellas que se ocultan
• mutuamente por estar en el mismo plano su órbita que la visual del observador, con
• ambos espectros visibles, como vimos en el modulo anterior cuando hablamos de
• efecto Doppler, proporciona inmediatamente los valores de las ó rbitas de las dos
• componentes, su periodo de revolució n y la razó n de sus masas, con lo que estas podrá n
• calcularse fá cilmente. Aunque la escala de masas estelares sea bastante limitada, no
• ocurre lo mismo con la de sus diá metros. Se conocen algunas (enanas blancas) que
• apenas superan a la Tierra en tamañ o, a pesar de que sus masas son casi tan grandes
• como la del Sol. En el extremo opuesto aparecen algunas de las supergigantes frías, cuyos
• radios llegan a duplicar el valor del radio de la ó rbita terrestre. Existen mé todos directos
• para medir los diá metros estelares, aunque el nú mero de determinaciones sea muy
• pequeñ o por no poderse aplicar mas que a una cantidad limitada de estrellas.
• Conociendo la velocidad relativa con que una estrella pasa frente a su compañ era
• en el eclipse y la duració n de este, no es difícil determinar los diá metros.
• De todos los mé todos directos, é ste es el que ha proporcionado mejores resultados.
• En cuanto a las enanas blancas (como la compañ era de Sirio) pertenecen a los
• primeros tipos espectrales, aun cuando su brillo intrínseco sea muy dé bil. Ahora bien, como
• la temperatura superficial es muy elevada y la radiació n por unidad de superficie
• correlativamente grande, se deduce de ello que la radiació n total solo puede ser tan
• pequeñ a porque tambié n lo es el diá metro. De todo lo indicado se infiere la enorme gama
• de densidades estelares (masa dividida por volumen, como aclará bamos al principio).
• Mientras la densidad media del Sol, por ejemplo, es de 1,4 con respecto al agua, la de las
• enanas blancas se aproxima a 100.000 veces la del Sol, y la de las supergigantes de
• mayor tamañ o tan solo alcanza 0,00000001 de la solar.

24. • Un agujero negro es un objeto que tiene tres propiedades: masa, espin y carga
eléctrica. La forma de la material en un agujero negro no se conoce, en parte
porque está oculta para el universo externo, y en parte porque, en teoría, la
material continuaría colapsándose hasta tener radio cero, punto conocido como
singularidad, de densidad infinita, con lo cual no se tiene experiencia en la
Tierra.
• En teoría, los agujeros negros vienen en tres tamaños: mini agujeros negros,
agujeros negros medianos y agujeros negros supermasivos

25. • III. FORMACIÓN DE UN AGUJERO NEGRO
• Para entender la formación de un agujero
negro, es importante entender el ciclo de
formación de una estrella. Una estrella se
forma al concentrarse una gran cantidad de
gas, principalemte hidrógeno, las cuales, por
gravedad empiezan a colapsarse entre si. Los
átomos comienzan a chocar unos con otros,
lo cual hace que el gas se caliente, tanto que
luego de un tiempo las partículas de
hidrógeno forman partículas de helio por
fusión nuclear.

26. • Este calor hace que la estrella brille y
que la presión del gas sea suficiente
para equilibrar la gravedad y el gas deja
de contraerse. Las estrellas
permanecerán estables de esta forma
por un largo periodo de tiempo, y
mientras mas combustible tenga la
estrella, más rápido se consume, debido
a que tiene que producir mas calor.

27. • Subrahmanyan Chandrasekhar, calculó lo
grande que podría llegar a ser una estrella
que fuera capaz de soportar su propia
gravedad, antes de que se acabe su
combustible. Descubrió una masa
(aproximadamente 1.5 veces la masa del Sol)
en la que una estrella fría no podría soportar
su gravedad. Esto es lo que se conoce como
el límite de Chandrasekhar. Si una estrella
posee una masa menor a la del limite de
Chandrasekhar, puede estabilizarse y
convertirse en una enana blanca, con un
radio de pocos kilómetros y una densidad de
toneladas por cm3.

28. • Las estrellas de neutrones también estan dentro
del límite de Chandrasekhar, siendo para estas 3
masas solares, y se mantienen por la repulsion de
electrones. Su densidad es de millones de
toneladas por cm3 , aquí se incluyen los púlsares,
los cuales son estrellas de neutrones en rotación.
En 1939, Robert Openheimer describió lo que le
sucedería a una estrella si estuviera por fuera del
límite de Chandrasekhar. El campo gravitatorio de
la estrella cambia los rayos de luz en el espacio -
tiempo, ya que los rayos de luz se inclinan
ligeramente hacia dentro de la superficie de la
estrella. Cada vez se hace más difícil que la luz
escape, y la luz se muestra más débil y roja para
un observador.

29. • Cuando la estrella alcanza un radio
crítico, el campo gravitatorio crece con
una intensidad que la luz ya no puede
escapar. Esta región es llamada hoy un
agujero negro.
• Si entendemos lo que significa la
gravedad como 4ª dimensión y
entendemos la curvatura del universo,
un agujero negro sería un lugar en el
cual la curvatura sería infinita.