24.5: Agujeros Negros
- Page ID
- 128066
Objetivos de aprendizaje
Al final de esta sección, podrás:
- Explicar el horizonte de eventos que rodea un agujero negro
- Discutir por qué la noción popular de agujeros negros como grandes monstruos chupadores que pueden ingerir material a grandes distancias de ellos es errónea
- Usa el concepto de espacio-tiempo deformado cerca de un agujero negro para rastrear lo que sucede con cualquier objeto que pueda caer en un agujero negro
- Reconocer por qué el concepto de singularidad, con su densidad infinita y su volumen cero, presenta grandes desafíos para nuestra comprensión de la materia
Ahora apliquemos lo que hemos aprendido sobre la gravedad y la curvatura espacio-temporal al tema con el que empezamos: el núcleo colapsado en una estrella muy masiva. Vimos que si la masa del núcleo es mayor que aproximadamente 3\(M_{\text{Sun}}\), la teoría dice que nada puede impedir que el núcleo colapse para siempre. Examinaremos esta situación desde dos perspectivas: primero desde un punto de vista pre-Einstein, y luego con la ayuda de la relatividad general.
Colapso clásico
Comencemos con un experimento de pensamiento. Queremos saber qué velocidades se requieren para escapar de la atracción gravitacional de diferentes objetos. Un cohete debe ser lanzado desde la superficie de la Tierra a una velocidad muy alta si es para escapar del tirón de la gravedad de la Tierra. De hecho, cualquier objeto —cohete, bola, libro de astronomía— que se lance al aire con una velocidad inferior a 11 kilómetros por segundo pronto volverá a caer a la superficie de la Tierra. Sólo aquellos objetos lanzados con una velocidad mayor que esta velocidad de escape pueden alejarse de la Tierra.
La velocidad de escape de la superficie del Sol es aún mayor, 618 kilómetros por segundo. Ahora imagina que comenzamos a comprimir al Sol, obligándolo a encogerlo de diámetro. Recordemos que el tirón de la gravedad depende tanto de la masa que te esté jalando como de tu distancia del centro de gravedad de esa masa. Si el Sol está comprimido, su masa seguirá siendo la misma, pero la distancia entre un punto en la superficie del Sol y el centro se hará cada vez más pequeña. Así, a medida que comprimimos la estrella, la tracción de la gravedad de un objeto en la superficie que se encoge se hará cada vez más fuerte (Figura\(\PageIndex{1}\)).
Cuando el Sol que se encoge alcanza el diámetro de una estrella de neutrones (unos 20 kilómetros), la velocidad requerida para escapar de su atracción gravitacional será aproximadamente la mitad de la velocidad de la luz. Supongamos que seguimos comprimiendo el Sol a un diámetro cada vez más pequeño. (Vimos que esto no le puede pasar a una estrella como nuestro Sol en el mundo real debido a la degeneración electrónica, es decir, la repulsión mutua entre electrones apretados; esto es solo un rápido “experimento de pensamiento” para orientarnos).
En última instancia, a medida que el Sol se encoge, la velocidad de escape cerca de la superficie superaría la velocidad de la luz. Si la velocidad que necesitas para escapar es más rápida que la velocidad más rápida posible en el universo, entonces nada, ni siquiera la luz, es capaz de escapar. Un objeto con una velocidad de escape tan grande no emite luz, y cualquier cosa que caiga en él nunca podrá regresar.
En la terminología moderna, llamamos a un objeto del que la luz no puede escapar a un agujero negro, nombre popularizado por el científico estadounidense John Wheeler a partir de finales de la década de 1960 (Figura\(\PageIndex{2}\)). La idea de que tales objetos puedan existir no es, sin embargo, una nueva. El profesor de Cambridge y astrónomo aficionado John Michell escribió un artículo en 1783 sobre la posibilidad de que pudieran existir estrellas con velocidades de escape superiores a la de la luz. Y en 1796, el matemático francés Pierre-Simon, marqués de Laplace, hizo cálculos similares utilizando la teoría de la gravedad de Newton; llamó a los objetos resultantes “cuerpos oscuros”.
Si bien estos primeros cálculos proporcionaban fuertes indicios de que algo extraño debería esperarse si objetos muy masivos colapsan bajo su propia gravedad, realmente necesitamos la teoría general de la relatividad para dar una descripción adecuada de lo que sucede en tal situación.
Colapso con Relatividad
La relatividad general nos dice que la gravedad es realmente una curvatura del espacio-tiempo. A medida que aumenta la gravedad (como en el colapso del Sol de nuestro experimento de pensamiento), la curvatura se hace cada vez más grande. Eventualmente, si el Sol pudiera encogerse hasta un diámetro de unos 6 kilómetros, solo se escaparían los rayos de luz enviados perpendiculares a la superficie. Todos los demás volverían a caer sobre la estrella (Figura\(\PageIndex{3}\)). Si el Sol pudiera entonces encogerse solo un poco más, incluso ese haz de luz restante ya no podría escapar.
Ten en cuenta que la gravedad no está tirando de la luz. La concentración de la materia ha curvado el espacio-tiempo, y la luz (como la hormiga entrenada de nuestro ejemplo anterior) está “haciendo todo lo posible” para ir en línea recta, sin embargo, ahora se enfrenta a un mundo en el que las líneas rectas que solían salir hacia afuera se han convertido en caminos curvos que conducen de nuevo hacia adentro. La estrella colapsada es un agujero negro en esta vista, porque el concepto mismo de “out” no tiene sentido geométrico. La estrella se ha quedado atrapada en su propio pequeño bolsillo del espacio-tiempo, del que no hay escapatoria.
La geometría de la estrella corta la comunicación con el resto del universo precisamente en el momento en que, en nuestra imagen anterior, la velocidad de escape se vuelve igual a la velocidad de la luz. El tamaño de la estrella en este momento define una superficie que llamamos horizonte de eventos. Es un nombre maravillosamente descriptivo: así como los objetos que se hunden por debajo de nuestro horizonte no se pueden ver en la Tierra, así que cualquier cosa que suceda dentro del horizonte de eventos ya no puede interactuar con el resto del universo.
Imagínese una futura nave espacial lo suficientemente tonta como para aterrizar en la superficie de una estrella masiva justo cuando comienza a colapsar de la manera que hemos estado describiendo. Quizás el capitán esté dormido en el medidor de gravedad, y antes de que la tripulación pueda decir “Albert Einstein”, se han derrumbado con la estrella dentro del horizonte de eventos. Frenéticamente, envían una cápsula de escape directamente hacia afuera. Pero los caminos hacia afuera se tuercen para convertirse en caminos hacia adentro, y la vaina gira y cae hacia el centro del agujero negro. Mandan un mensaje de radio a sus seres queridos, despidiéndose. Pero las ondas de radio, como la luz, deben viajar a través del espacio-tiempo, y el espacio-tiempo curvo no permite que nada salga. Su mensaje final sigue siendo inaudito. Los eventos dentro del horizonte de eventos nunca más pueden afectar eventos fuera de él.
Las características de un horizonte de eventos fueron elaboradas por primera vez por el astrónomo y matemático Karl Schwarzschild (Figura\(\PageIndex{4}\)). Miembro del ejército alemán en la Primera Guerra Mundial, murió en 1916 de una enfermedad que contrajo mientras hacía cálculos de proyectiles de artillería en el frente ruso. Su trabajo sobre la teoría de los horizontes de eventos fue una de las últimas cosas que terminó al morir; fue la primera solución exacta a las ecuaciones de relatividad general de Einstein. El radio del horizonte de eventos se llama radio Schwarzschild en su memoria.
El horizonte de eventos es el límite del agujero negro; los cálculos muestran que no se hace más pequeño una vez que toda la estrella se ha derrumbado dentro de él. Es la región que separa las cosas atrapadas en su interior del resto del universo. Cualquier cosa que venga del exterior también queda atrapada una vez que entra dentro del horizonte de eventos. El tamaño del horizonte resulta depender sólo de la masa dentro de él. Si el Sol, con su masa de 1\(M_{\text{Sun}}\), se convirtiera en un agujero negro (afortunadamente, no puede, esto es solo un experimento mental), el radio de Schwarzschild sería de unos 3 kilómetros; así, todo el agujero negro sería aproximadamente un tercio del tamaño de una estrella de neutrones de esa misma masa. Alimenta algo de masa al agujero negro, y el horizonte crecerá, pero no mucho. Duplicando la masa hará que el agujero negro sea de 6 kilómetros de radio, todavía muy pequeño en la escala cósmica.
Los horizontes de eventos de agujeros negros más masivos tienen radios más grandes. Por ejemplo, si un cúmulo globular de 100 mil estrellas (masas solares) pudiera colapsar a un agujero negro, sería de 300,000 kilómetros de radio, un poco menos de la mitad del radio del Sol. Si toda la Galaxia pudiera colapsar a un agujero negro, serían sólo unos\(10^{12}\) kilómetros en radio, aproximadamente una décima parte de un año luz. Las masas más pequeñas tienen horizontes correspondientemente más pequeños: para que la Tierra se convierta en un agujero negro, tendría que comprimirse a un radio de solo 1 centímetro, menos que el tamaño de una uva. Un asteroide típico, si se aplastara a un tamaño lo suficientemente pequeño como para ser un agujero negro, tendría las dimensiones de un núcleo atómico.
Ejemplo\(\PageIndex{1}\): El agujero negro de la Vía Láctea
El tamaño del horizonte de eventos de un agujero negro depende de la masa del agujero negro. Cuanto mayor sea la masa, mayor será el radio del horizonte de eventos. Los cálculos de relatividad general muestran que la fórmula para el radio Schwarzschild (\(R_S\)) del horizonte de eventos es
\[R_S=\dfrac{2GM}{c^2} \label{RS}\]
donde\(c\) está la velocidad de la luz,\(G\) es la constante gravitacional, y M es la masa del agujero negro. Tenga en cuenta que en esta fórmula, 2\(G\),, y\(c\) son todos constantes; solo la masa cambia de agujero negro a agujero negro.
Como veremos en el capítulo sobre La Vía Láctea, los astrónomos han trazado los caminos de varias estrellas cerca del centro de nuestra Galaxia y han descubierto que parecen estar orbitando un objeto invisible —apodado Sgr A* (pronunciado “Estrella A de Sagitario”) —con una masa de alrededor de 4 millones de masas solares. ¿Cuál es el tamaño de su radio Schwarzschild?
Solución
Podemos sustituir los datos por\(G\),\(M\), y\(c\) (del Apéndice E) directamente en la Ecuación\ ref {RS}:
\[\begin{aligned} R_S & =\dfrac{2GM}{c^2}=\dfrac{2 \left( 6.67 \times 10^{−11} \text{ N} \cdot ·\text{ m}^2/\text{kg}^2 \right) \left( 4 \times 10^6\right) \left( 1.99 \times 10^{30} \text{ kg} \right)}{ \left( 3.00 \times 10^8 \text{ m}/\text{s} \right)^2} \\ = 1.18×10^{10} \text{ m} \end{aligned} \nonumber\]
Esta distancia es aproximadamente una quinta parte del radio de la órbita de Mercurio alrededor del Sol, sin embargo, el objeto contiene 4 millones de masas solares y no se puede ver con nuestros telescopios más grandes. Se puede ver por qué los astrónomos están convencidos de que este objeto es un agujero negro.
Ejercicio\(\PageIndex{1}\)
¿Cuál sería el tamaño de un agujero negro que solo contenía tanta masa como una camioneta típica (unos 3000 kg)? (Tenga en cuenta que algo con tan poca masa nunca podría formar un agujero negro, pero es interesante pensar en el resultado.)
- Contestar
-
Sustituir los datos en nuestra ecuación da
\[ \begin{aligned} R_S=\dfrac{2GM}{c^2}=\dfrac{2 \left( 6.67 \times 10^{−11} \text{ N} \cdot \text{ m}^2/\text{kg}^2 \right) \left( 3000 \text{ kg} \right)}{ \left( 3.00 \times 10^8 \text{ m}/\text{s} \right)^2}=1.33 \times 10^{−23} \text{ m.} \end{aligned} \nonumber\]
A modo de comparación, generalmente se considera que el tamaño de un protón es aproximadamente\(8 \times 10^{−16} \text{ m}\), lo que sería aproximadamente diez millones de veces mayor.
Un mito del agujero negro
Gran parte del folclore moderno sobre los agujeros negros es engañoso. Una idea que quizás hayas escuchado es que los agujeros negros van por succionar las cosas con su gravedad. En realidad, sólo es muy cerca de un agujero negro donde entran en juego los extraños efectos que hemos estado discutiendo. La atracción gravitacional lejos de un agujero negro es la misma que la de la estrella que colapsó para formarlo.
Recuerda que la gravedad de cualquier estrella a cierta distancia actúa como si toda su masa estuviera concentrada en un punto en el centro, al que llamamos centro de gravedad. Para las estrellas reales, nos limitamos a imaginar que toda la masa está concentrada ahí; para los agujeros negros, toda la masa realmente se concentra en un punto en el centro.
Entonces, si eres una estrella o planeta distante orbitando alrededor de una estrella que se convierte en un agujero negro, es posible que tu órbita no se vea afectada significativamente por el colapso de la estrella (aunque puede verse afectada por cualquier pérdida de masa que preceda al colapso). Si, por otro lado, te aventuras cerca del horizonte de eventos, sería muy difícil para ti resistir el “tirón” del espacio-tiempo deformado cerca del agujero negro. Tienes que acercarte mucho al agujero negro para experimentar algún efecto significativo.
Si otra estrella o una nave espacial pasara uno o dos radios solares de un agujero negro, las leyes de Newton serían adecuadas para describir lo que le pasaría. Sólo muy cerca del horizonte de eventos de un agujero negro se encuentra la gravitación tan fuerte que las leyes de Newton se rompen. El remanente del agujero negro de una estrella masiva que viene a nuestro vecindario sería mucho, mucho más seguro para nosotros que su encarnación anterior como una estrella brillante y caliente.
MÁQUINAS DE GRAVEDAD Y TIEMPO
Las máquinas del tiempo son uno de los dispositivos favoritos de la ciencia ficción. Dicho dispositivo te permitiría moverte a través del tiempo a un ritmo diferente o en una dirección diferente a la de todos los demás. La relatividad general sugiere que es posible, en teoría, construir una máquina del tiempo usando la gravedad que podría llevarte al futuro.
Imaginemos un lugar donde la gravedad sea terriblemente fuerte, como cerca de un agujero negro. La relatividad general predice que cuanto más fuerte es la gravedad, más lento es el ritmo del tiempo (visto por un observador distante). Entonces, imagina a un futuro astronauta, con una nave espacial rápida y fuertemente construida, que se ofrece como voluntario para ir en una misión a un ambiente de tan alta gravedad. El astronauta sale en el año 2222, justo después de graduarse de la universidad a los 22 años. A ella le toma, digamos, exactamente 10 años para llegar al agujero negro. Una vez ahí, orbita a cierta distancia de ella, cuidando de no ser arrastrada.
Ahora se encuentra en un reino de alta gravedad donde el tiempo pasa mucho más lentamente que en la Tierra. Esto no es solo un efecto en el mecanismo de sus relojes, el tiempo mismo corre lentamente. Eso significa que cada forma que tenga de medir el tiempo dará la misma lectura disminuida en comparación con el tiempo que pasa por la Tierra. Su corazón laterá más lentamente, su cabello crecerá más lentamente, su antiguo reloj de pulsera marcará más lentamente, y así sucesivamente. Ella no es consciente de esta desaceleración porque todas sus lecturas del tiempo, ya sean hechas por sus propias funciones corporales o con equipo mecánico, están midiendo el mismo tiempo —más lento—. En tanto, de vuelta a la Tierra, el tiempo pasa como siempre lo hace.
Nuestra astronauta emerge ahora de la región del agujero negro, su misión de exploración terminada y regresa a la Tierra. Antes de irse, señala cuidadosamente que (según sus relojes) pasó alrededor de 2 semanas alrededor del agujero negro. Luego tarda exactamente 10 años en regresar a la Tierra. Sus cálculos le dicen que desde que tenía 22 años cuando dejó la Tierra, cumplirá 42 más 2 semanas cuando regrese. Entonces, el año en la Tierra, según ella, debería ser 2242, y sus compañeros de clase ahora deberían estar acercándose a sus crisis de mediana edad.
¡Pero nuestra astronauta debió haber prestado más atención en su clase de astronomía! Debido a que el tiempo se desaceleró cerca del agujero negro, pasó mucho menos tiempo para ella que para la gente en la Tierra. Si bien sus relojes medían 2 semanas pasadas cerca del agujero negro, más de 2000 semanas (dependiendo de lo cerca que se acercara) bien podrían haber pasado en la Tierra. Eso equivale a 40 años, lo que significa que sus compañeras de clase serán personas mayores en sus 80 cuando regrese ella (una simple de 42 años). En la Tierra no serán 2242, sino 2282—y dirá que ha llegado en el futuro.
¿Este escenario es real? Bueno, tiene algunos desafíos prácticos: no creemos que ningún agujero negro esté lo suficientemente cerca para que podamos llegar en 10 años, y no creemos que ninguna nave espacial o humano pueda sobrevivir cerca de un agujero negro. Pero el punto clave sobre la desaceleración del tiempo es una consecuencia natural de la teoría general de la relatividad de Einstein, y vimos que sus predicciones han sido confirmadas experimento tras experimento.
Tales desarrollos en la comprensión de la ciencia también se convierten en inspiración para los escritores de ciencia ficción. Recientemente, la película Interstellar contó con el protagonista viajando cerca de un enorme agujero negro; el retraso resultante en su envejecimiento en relación con su familia terrestre es una parte clave de la trama.
Las novelas de ciencia ficción, como Gateway de Frederik Pohl y Un mundo fuera del tiempo de Larry Niven, también hacen uso de la desaceleración del tiempo cerca de los agujeros negros como importantes puntos de inflexión en la historia. Para obtener una lista de historias de ciencia ficción basadas en la buena astronomía, puedes ir a www.astrosociety.org/scifi.
Un Viaje a un Agujero Negro
El hecho de que los científicos no puedan ver dentro de los agujeros negros no les ha impedido intentar calcular cómo son. Una de las primeras cosas que mostraron estos cálculos fue que la formación de un agujero negro borra casi toda la información sobre la estrella que colapsó para formarla. A los físicos les gusta decir “los agujeros negros no tienen pelo”, es decir, que nada sobresale de un agujero negro para darnos pistas sobre qué tipo de estrella lo produjo o qué material ha caído dentro. La única información que un agujero negro puede revelar sobre sí mismo es su masa, su giro (rotación) y si tiene alguna carga eléctrica.
¿Qué pasa con el colapsado núcleo estrellado que hizo el agujero negro? Nuestros mejores cálculos predicen que el material continuará colapsando bajo su propio peso, formando un punto infinitamente escuozen, un lugar de volumen cero y densidad infinita, al que le damos el nombre de singularidad. En la singularidad, el espacio-tiempo deja de existir. Las leyes de la física tal como las conocemos se descomponen. Todavía no tenemos la comprensión física o las herramientas matemáticas para describir la singularidad misma, o incluso si realmente ocurren singularidades. Desde el exterior, sin embargo, toda la estructura de un agujero negro básico (uno que no gira) puede describirse como una singularidad rodeada por un horizonte de eventos. En comparación con los humanos, los agujeros negros son realmente objetos muy simples.
Los científicos también han calculado qué pasaría si un astronauta cayera en un agujero negro. Tomemos una posición de observación a una distancia larga y segura del horizonte de eventos y veamos a este astronauta caer hacia él. Al principio se cae lejos de nosotros, moviéndose cada vez más rápido, como si se estuviera acercando a cualquier estrella masiva. No obstante, a medida que se acerca al horizonte de eventos del agujero negro, las cosas cambian. El fuerte campo gravitacional alrededor del agujero negro hará que sus relojes corran más lentamente, cuando se vean desde nuestra perspectiva exterior.
Si, a medida que se acerca al horizonte de eventos, envía una señal una vez por segundo según su reloj, veremos que el espaciamiento entre sus señales crece cada vez más hasta que se vuelve infinitamente largo cuando alcanza el horizonte de eventos. (Recordando nuestra discusión sobre el desplazamiento al rojo gravitacional, podríamos decir que si el astronauta infalible usa una luz azul para enviar sus señales cada segundo, veremos que la luz se pone cada vez más roja hasta que su longitud de onda sea casi infinita). A medida que el espaciamiento entre las garrapatas del reloj se acerca al infinito, nos parecerá que el astronauta se detiene lentamente, congelado en el tiempo en el horizonte de eventos.
De la misma manera, toda la materia que cae en un agujero negro también se le aparecerá a un observador externo para detenerse en el horizonte de eventos, congelado en su lugar y tomando un tiempo infinito para caer a través de él. Pero no pienses que la materia que cae en un agujero negro será, por lo tanto, fácilmente visible en el horizonte de eventos. El tremendo corrimiento al rojo hará muy difícil observar alguna radiación de las víctimas “congeladas” del agujero negro.
Esto, sin embargo, es sólo como nosotros, ubicados lejos del agujero negro, vemos las cosas. Para el astronauta, su tiempo va a su ritmo normal y cae justo a través del horizonte de eventos hacia el agujero negro. (Recuerde, este horizonte no es una barrera física, sino sólo una región en el espacio donde la curvatura del espacio-tiempo hace imposible el escape).
Puede que tengas problemas con la idea de que tú (observando desde lejos) y el astronauta (cayendo) tienen ideas tan diferentes sobre lo que ha sucedido. Esta es la razón por la que las ideas de Einstein sobre el espacio y el tiempo se llaman teorías de la relatividad. Lo que cada observador mide sobre el mundo depende de (es relativo a) su marco de referencia. El observador en gravedad fuerte mide el tiempo y el espacio de manera diferente al que está sentado en gravedad más débil. Cuando Einstein propuso estas ideas, muchos científicos también tuvieron dificultades con la idea de que dos visiones tan diferentes del mismo evento podrían ser correctas, cada una en su propio “mundo”, e intentaron encontrar un error en los cálculos. No hubo errores: nosotros y el astronauta realmente lo veríamos caer en un agujero negro de manera muy diferente.
Para el astronauta, no hay vuelta atrás. Una vez dentro del horizonte de eventos, el astronauta, junto con cualquier señal de su radiotransmisor, permanecerá oculto para siempre del universo exterior. Sin embargo, no tendrá mucho tiempo (desde su perspectiva) para sentir lástima por sí mismo mientras se acerca al agujero negro. Supongamos que primero está cayendo pies. La fuerza de gravedad que ejerce la singularidad sobre sus pies es mayor que sobre su cabeza, por lo que se estirará ligeramente. Debido a que la singularidad es un punto, el lado izquierdo de su cuerpo será jalado ligeramente hacia la derecha, y el derecho ligeramente hacia la izquierda, acercando cada lado a la singularidad. Por lo tanto, el astronauta será ligeramente exprimido en una dirección y estirado en la otra. A algunos científicos les gusta llamar a este proceso de estiramiento y estrechamiento de espaguettificación. El punto en el que el astronauta se estira tanto que perece depende del tamaño del agujero negro. Para los agujeros negros con masas miles de millones de veces la masa del Sol, como los que se encuentran en los centros de las galaxias, la espaguettificación se vuelve significativa solo después de que el astronauta pasa por el horizonte de eventos. Para los agujeros negros con masas de unas pocas masas solares, el astronauta será estirado y desgarrado incluso antes de que llegue al horizonte de eventos.
La Tierra ejerce fuerzas de marea similares sobre un astronauta que realiza una caminata espacial. En el caso de la Tierra, las fuerzas mareales son tan pequeñas que no representan ninguna amenaza para la salud y la seguridad del astronauta. No así en el caso de un agujero negro. Tarde o temprano, a medida que el astronauta se acerca al agujero negro, las fuerzas mareales llegarán a ser tan grandes que el astronauta será destrozado, eventualmente reducido a una colección de átomos individuales que continuarán su inexorable caída en la singularidad.
De la discusión anterior, probablemente estarás de acuerdo en que saltar a un agujero negro es definitivamente una experiencia única en la vida! Se puede ver una atractiva explicación de la muerte por agujero negro de Neil deGrasse Tyson, donde explica el efecto de las fuerzas mareales en el cuerpo humano hasta que muere por espaguettificación.
Una explicación similar se puede ver en este fragmento de video de Discovery Channel.
Conceptos clave y resumen
La teoría sugiere que las estrellas con núcleos estelares más masivos que tres veces la masa del Sol en el momento en que agotan su combustible nuclear colapsarán para convertirse en agujeros negros. La superficie que rodea un agujero negro, donde la velocidad de escape es igual a la velocidad de la luz, se llama horizonte de eventos, y el radio de la superficie se llama radio Schwarzschild. Nada, ni siquiera la luz, puede escapar por el horizonte de eventos desde el agujero negro. En su centro, se piensa que cada agujero negro tiene una singularidad, un punto de densidad infinita y volumen cero. La materia que cae en un agujero negro aparece, vista por un observador externo, para congelarse en posición en el horizonte de eventos. No obstante, si estuviéramos montando sobre la infalible materia, pasaríamos por el horizonte de eventos. A medida que nos acercamos a la singularidad, las fuerzas mareales destrozarían nuestros cuerpos incluso antes de llegar a la singularidad.
Glosario
- agujero negro
- una región en el espacio-tiempo donde la gravedad es tan fuerte que nada, ni siquiera la luz, puede escapar
- horizonte de eventos
- un límite en el espacio-tiempo tal que los eventos dentro del límite no pueden tener ningún efecto en el mundo fuera de él, es decir, el límite de la región alrededor de un agujero negro donde la curvatura del espacio-tiempo ya no proporciona ninguna salida
- singularidad
- el punto de volumen cero y densidad infinita al que debe colapsar cualquier objeto que se convierta en un agujero negro, según la teoría de la relatividad general