Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte, que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad.

Puede ser un cuerpo de una masa enorme, de más de 1´5 veces la masa del Sol, que colapsa al sobrepasar el límite de Chandrasekhar. O también se puede formar a partir de un cuerpo de masa inferior al límite, que por causas externas llegue a poseer un volumen mucho menor que la masa y por lo tanto, una densidad altísima.

Los agujeros negros son lugares donde debe de haber una singularidad de densidad y curvatura del espacio-tiempo infinitas, parecida a la del big-bang, sólo que en vez del principio del tiempo sería el final. En esta singularidad, tanto las leyes de la ciencia como nuestra capacidad para predecir el futuro fallarían totalmente.

Por lo tanto los agujeros negros no tienen un comportamiento predecible, únicamente la teoría de la relatividad se asemeja a dicho comportamiento, de tal manera que un agujero negro quede reducido a un cálculo matemático y un conjunto de sucesos en las que la práctica corrobora la teoría.

Es la región del agujero negro a través de la cual se puede entrar. Una vez dentro ya no se puede escapar, ni siquiera la luz. Es la frontera de un agujero negro.

LIMITE DE CHANDRASEKHAR.

Masa límite en que una estrella fría, estable podría soportar su propia gravedad sin colapsar. A partir de este límite la estrella se convierte en un agujero negro.

Enunciado por Pauli, en el que dice que dos partículas idénticas, con el mismo espín, no pueden tener (dentro de los límites establecidos por el principio de incertidumbre) la misma posición y velocidad.

En mecánica cuántica, principio que afirma que es imposible medir simultáneamente de forma precisa la posición y el momento lineal de una partícula.

Teoría de la mecánica cuántica enunciada por Louis De Broglie, en la cual no hay distinción entre ondas y partículas; las partículas pueden a veces comportarse como ondas y las ondas como partículas.

Un punto en el espacio-tiempo en el cual la curvatura de éste se hace infinita.

Un punto en el espacio-tiempo especificado por su tiempo y lugar.

Cantidad de materia de un cuerpo; su inercia o resistencia a la aceleración.

Superficie en el espacio-tiempo que marca las posibles direcciones para los rayos de luz que pasan por un suceso dado.

La singularidad en el principio del universo.

Descompensación de las fuerzas gravitatorias entre los pies y la cabeza de una persona al transpasar el horizonte de sucesos de un agujero negro. La persona será estirada, obteniendo una forma comparable a la de un espagueti.

Son como ondas luminosas pero con una longitud de onda más corta. Los rayos gamma poseen una frecuencia muy elevada.

Hipótesis propuesta por Roger Penrose, compuesta por dos versiones:

-Versión débil de la hipótesis de la censura cósmica; la cual dice que toda singularidad se encuentra oculta a nuestros ojos.

-Y la versión fuerte de la misma nos dice que las singularidades estarán siempre o bien enteramente en el futuro, como las singularidades de colapsos gravitatorios, o bien enteramente en el pasado, como el Big-Bang. Es muy probable que se verifique alguna de las versiones de la censura cósmica, porque cerca de singularidades desnudas puede ser posible viajar al pasado.

Teoría de Einstein basada en la idea de que las leyes de la ciencia deben ser las mismas para todos los observadores, no importa como se estén moviendo. Explica la fuerza de la gravedad en términos de la curvatura de un espacio-tiempo de cuatro dimensiones.

Teoría de Einstein basada en la idea de que las leyes de la ciencia deben ser las mismas para todos los observadores que se mueven libremente, no importa cual sea su velocidad.

Singularidad del espacio-tiempo no rodeada por un agujero negro.

El término agujero negro tiene un origen muy reciente. Fue acuñado por el científico norteamericano John Wheeler como la descripción gráfica de una idea que se remonta a una época en la que había dos teorías sobre la luz: una de ellas suponía que la luz estaba formada por partículas y la otra por ondas. Hoy sabemos que ambas teorìas son correctas, debido a la dualidad onda-corpùsculo de la mecànica cuàntica.

En la teorìa de que la luz estaba formada por ondas, no quedaba claro como responderìa èsta ante la gravedad; pero si la luz estaba formada por partìculas, se podrìa esperar que èstas fueran afectadas por la gravedad de la misma forma que cualquier objeto material. Primero se pensò que las partìculas de luz viajaban a infinita velocidad, de tal manera que la gravedad no serìa capaz de frenarla; pero un importante descubrimiento de Roemer, que la luz viaja a una velocidad finita, le hizo suponer que la gravedad afectarìa a la luz, aunque sòlo cuando la atracciòn gravitatoria fuera muy elevada, debido a la enorme velocidad de la luz.

Bajo esta suposiciòn, John Michell escribiò en 1783 un artìculo en el que señalaba que una estrella que fuera suficientemente masiva y compacta tendrìa un campo gravitatorio tan intenso que la luz no podrìa escapar: la luz emitida desde la superficie de la estrella serìa arrastrada de vuelta hacia el centro, antes de que pudiera llegar muy lejos.

Se sugiriò que podrìa haber un gran nùmero de estrellas de este tipo, a pesar de que no serìamos capaces de verlas porque su luz no nos alcanzarìa, pero sì notarìamos su atracciòn gravitatoria; estas estrellas son las que hoy entendemos por agujeros negros.

Para entender còmo se podrìa formar un agujero negro, necesitamos ciertos conocimientos acerca del ciclo vital de una estrella.

Una estrella se forma cuando una gran cantidad de gas, principalmente hidrògeno, comienza a colapsar sobre sí mismo debido a su atracciòn gravitatoria. Conforme se contrae, sus àtomos empiezan a colisionar entre sí, cada vez con mayor frecuencia y a mayores velocidades: el gas se calienta. Con el tiempo, el gas estarà tan caliente que cuando los àtomos de higrògeno choquen ya no sadràn rebotados, sino que se fundiràn formando helio. El calor desprendido por la reacciòn, que es como una explosiòn controlada de una bomba de higrògeno, hace que la estrella brille. Este calor adicional tambièn aumenta la presiòn del gas hasta que èsta es suficiente para equilibrar la atracciòn gravitatoria, y el gas deja de contraerse.

Las estrellas permaneceràn estables en esta forma por un largo periodo, con el calor de las reacciones nucleares equilibrando la atracciòn gravitatoria. Finalmente, sin embargo, la estrella consumirà todo su hidrògeno y los otros combustibles nucleares. Contrariamente, cuanto màs combustible posee una estrella al principio,màs pronto se le acaba; debido a que cuanto màs masiva es la estrella, màs caliente tiene que estar para contrarrestar la atracciòn gravitatoria, y cuanto màs caliente està, mas ràpidamente utiliza su combustible.

Probablemente nuestro sol tenga combustible suficiente para otros cinco mil millones de años, sin embargo, estrellas màs masivas pueden gastar todo su combustible en tan solo cien millones de años, mucho menos de la edad del universo. Cuando una estrella se queda sin combustible, empieza a enfriarse y por lo tanto a contraerse.

En 1928, Subrahmanyan Chandrasekhar calculò el tamaño que podrìa llegar a tener una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, una vez que hubiera gastado todo su combustible. Llegò a la conclusiòn siguiente: cuando la estrella reduce su tamaño, las partìculas materiales estàn muy cerca unas de otras, y asì, de acuerdo con el Principio de Exclusiòn de Pauli, tienen que tener velocidades muy diferentes. Esto hace que se alejen unas de otras, lo que tiende a expandir a la estrella. Una estrella puede, por lo tanto, mantenerse con un radio constante, debido a un equilibrio entre la atracciòn de la gravedad y la repulsiòn que surge del principio de exclusiòn, de la misma manera que antes era compensada por el calor. Se dio cuenta de que existe un lìmite a la repulsiòn que el principio de exclusiòn puede proporcionar: cuando una estrella es lo suficientemente densa, la repulsiòn debida al principio serìa menor que la atracciòn de la gravedad. Chandrasekhar calculò que una estrella frìa, de màs de aproximadamente una vez y media la masa del Sol, no serìa capaz de soportar su propia gravedad, a esta masa se la conoce hoy como el lìmite de Chandrasekhar.

Estrella con un radio de unos pocos de miles de kilòmetros y una densidad de decenas de toneladas por centìmetro cùbico, sostenida por la repulsiòn debida al principio de exclusiòn entre los electrones de su materia. Una de la primeras que se descubrió està girando alrededor de Sirio, la estrella màs brillante en el cielo nocturno.

Otro posible estado final de las estrellas, tambièn con una masa màs pequeña incluso que una enana blanca, es una "estrella de neutrones".

Estas estrellas se mantienen gracias a la repulsiòn debida al principio de exclusiòn entre neutrones y protones, en vez de entre electrones como en una enana blanca. Tendrìan un radio de unos 15 kilòmetros aproximadamente, y una densidad de decenas de millones de toneladas por centìmetro cùbico. Éstas no fueron detectadas hasta mucho despuès de ser predichas.

Por el contrario, las estrellas con masa superior al lìmite de Chandrasekhar tienen un gran problema cuando se les acaba el combustible. En algunos casos consiguen explotar o se las arreglan para desprender suficiente materia como para reducir su peso por debajo del lìmite, y evitar asì un colapso gravitarorio.

El problema de entender que es lo que le sucederìa a una estrella màs masiva que el lìmite fue resuelto por primera vez por Robert Oppenheimer, en 1939. Su resultado sugerìa que no habrìa consecuencias observables que pudieran ser detectadas por un telescopio de su època. La imagen que tenemos hoy de su trabajo es la siguiente: el campo gravitatorio de la estrella cambia los caminos de los rayos de luz en el espacio-tiempo, respecto de como hubieran sido si la estrella no hubiera estado presente.

A partir de esto se llega a otro estado en el que las estrellas posiblemente

se estabilizan; son "los agujeros negros".

Cuando una estrellla se contrae, el campo gravitatorio en su superficie es más intenso y los conos de luz se inclinan hacia dentro. Esto hace más difícil que la luz de la estrella escape, y se muestra más débil y roja para un observador lejano. Cuando reduciendose la estrella ha llegado hasta un cierto radio crítico, el campo gravitatorio llega a ser tan intenso que los conos de luz se inclinan tanto que la luz ya no puede escapar.

De acuerdo con la teoría de la relatividad, nada puede viajar más rápido que la luz. Así, si ésta no puede escapar, tampoco lo puede hacer ningún otro objeto; todo es arrastrado por el campo gravitatorio. Por lo tanto, se tiene una región del espacio-tiempo, desde donde no se puede escapar y alcanzar a un observador lejano. Esta región es lo que hoy en día llamamos un agujero negro. Su frontera se denomina el horizonte de sucesos y coincide con los caminos de los rayos luminosos, que están justo a punto de escapar del agujero negro pero no lo consiguen.

Para entender lo que se vería si uno observara cómo se colapsa una estrella para formar un agujero negro, hay que recordar que en la teoría de la relatividad no existe el tiempo absoluto. Cada observador tiene su propia medida del tiempo. Éste para alguien que se encuentre en una estrella será diferente al de otra persona lejana, debido al campo gravitatorio que modifica intensamente el espacio y el tiempo en las cercanias al agujero negro. Cuando un observador se acerca al horizonte desde el exterior, el tiempo se retrasa con relación al de observadores a distancia, deteniéndose completamente en el horizonte. Durante el proceso de colapso veríamos la luz de la estrella cada vez más débil y más roja, hasta que se hiciera tan oscura que ya no pudiera verse. Sin embargo, la estrella seguiría ejerciendo la misma fuerza gravitatoria sobre cualquier cuerpo cercano que no supere el horizonte de sucesos, haciendo que éste gire a su alrededor.

¿POR QUÉ NO ESCAPA LA LUZ?

Para entender esto, introducimos un nuevo concepto: la velocidad de escape. El agujero negro posee una gravedad altísima, de esta manera, la velocidad de escape es muy elevada, incluso mayor que la de la luz, por lo tanto, ningún objeto podrá escapar, serán atraidos por la gravedad del agujero, incluso destrozados, pero la luz al poseer la velocidad más cercana a la de escape, no puede salir pero tampoco cae dentro, sino que se queda girando en el horizonte de sucesos.

El motivo de que el agujero negro no se vea no es que no tenga luz, sino que ésta no llega a nosotros porque está atrapada.

La idea de agujero negro fue originalmente propuesta por John Mitchell en 1783, el concepto fue retomado por Laplace en 1796, y sus cálculos fueron más tarde rehechos en 1916, usando la teoría de la relatividad de Einstein por Karl Schwarzchild, como el radio del horizonte de sucesos en el que la masa de un cuerpo puede llegar a ser comprimida para formar un agujero negro; la masa de un cuerpo y su radio de Schwarschild son directamente proporcionales entre si.

En 1963, Roy Kerr describió los agujeros negros en rotación. Los agujeros de Kerr, rotan a un ritmo constante, su tamaño y su forma sólo dependen de su masa y de su velocidad de rotación. Si la rotación es nula, el agujero negro es perfectamente redondo y la solución es idéntica a la de Schwarzschild. Si la rotación no es cero, el agujero negro (justo igual que la Tierra o el Sol) se achata en los polos debido a su rotación y cuanto más rápido gira, más se deforma. Cualquier cuerpo en rotación que formara un agujero negro llegaría a un estado estacionario.

Desde 1965 hasta 1970, Stephen Hawking y Roger Penrose describieron un agujero negro como el conjunto de sucesos del cual nada puede escapar tras haber atravesado una región cuyo espacio es bastante grande (esta región es lo que llamamos horizonte de sucesos). Demostraron que debe haber una singularidad de densidad o curvatura del espacio-tiempo infinitas dentro de un agujero negro. Esta singularidad no tiene predicción ninguna. Penrose propone la hipótesis de la censura cósmica, en la cual las singularidades producidas por un colapso gravitatorio sólo ocurren en lugares como los agujeros negros.

En 1967, Jocelyn Bell descubrió objetos celestes que emitían pulsos de ondas, estos eran estrellas de neutrones en rotación. Fue la primera evidencia de que las estrellas de neutrones existían, y supuso una  posibilidad bastante clara de la existencia de candidatos reales a agujeros negros.

En este mismo año el científico Werner Israel, demostró basándose en la Relatividad, que los agujeros negros sin rotación eran perfectamente esféricos, su masa determinaba su tamaño, al ser perfectamente esféricos sólo se podría haber formado a partir del colapso de un objeto perfectamente esférico, y al no serlo el colapso formaría una singularidad desnuda.

Roger Penrose y John Wheeler determinaron que los movimientos en el colapso de una estrella desprendían ondas gravitatorias, y por esto se haría cada vez más esférica, o sea que una estrella sin rotación después del colapso sería perfectamente esférica.

En 1970, Brandon Carter probó que si un agujero negro rotando de una manera estacionaria tuviera un eje de simetría, su tamaño y su forma dependerían de la masa y la velocidad de rotación.

En 1971, Stephen Hawking demostró que cualquier agujero negro rotando de manera estacionaria tendría un eje de simetría.

En 1973, David Robinson utilizó los resultados de Carter y Hawking para demostrar que la hipótesis de Kerr describía verdaderamente la solución de los agujeros negros. Así, después de un colapso gravitatorio, un agujero negro se debe asentar en un estado en el que puede rotar, pero no puede tener pulsaciones (aumentos o disminuciones de tamaño). Su tamaño y forma sólo dependerán de su masa y velocidad de rotación, y no de la naturaleza del cuerpo que lo ha generado mediante su colapso. Esta conjetura es de gran importancia porque restringe los tipos posibles de agujeros negros.

En el momento del colapso gravitatorio se pierde gran cantidad de información, pues todo lo que podemos medir es la masa del cuerpo y la velocidad de rotación.

Como decíamos anteriormente, un agujero negro pequeño es más fácil de detectar que uno grande, si un agujero negro es pequeño, de unos pocos Kilómetros de diámetro, los que se atrevieran a atravesarlos tendrían graves problemas. Las fuerzas de marea gravitatoria son, en las proximidades del agujero negro, enormes, y el aumento de la fuerza gravitatoria, incluso en una distancia de unos cuantos centímetros, es bastante intensa. Si una estrella normal se encuentra cerca de un agujero negro, la fuerza gravitatoria de éste atrae materia hacia su interior, de esta manera, desarrolla energía cinética que al calentarse por las fuerzas de mareas gravitatorias, ioniza los átomos que están siendo atrapados, y éstos cuando alcanzan unos cuantos millones de grados Kelvin, emiten rayos X.

Estos rayos X son remitidos hacia el espacio exterior antes de que la materia traspase la frontera del horizonte de sucesos y sea atrapada por la singularidad que forma un agujero negro. Observar las emisiones de rayos X es una de las maneras de encontrar un agujero negro.

Hace 10 ó 15 mil millones de años, en las etapas más tempranas del Universo, podrían haberse formado miles de millones de agujeros negros diminutos, con un tamaño no mayor que un núcleo atómico, pero con una masa similar a la de una montaña.

Estos sólo pudieron formarse a partir de las enormes densidades de materia existentes una fracción de segundo después del Big Bang. Sobre esta idea, que fue comprobada por el físico teórico Stephen Hawking en 1971, él mismo, tres años después, abrió nuevas perspectivas en este campo argumentando que los agujeros negros podían erosionarse con el tiempo, evaporándose y explotando, como consecuencia de emisiones de masa al exterior. Esta idea parecía entrar en contradicción con las reglas de la física Einsteniana, efectivamente, era un hecho aceptado por todos: lo que estuviera dentro del horizonte de sucesos de un agujero negro necesitaría una velocidad superior a la de la luz para poder escapar de él, algo que de acuerdo con los postulados de la relatividad, es físicamente imposible.

Hawking sugirió la manera por la que un objeto podría superar la gravedad de un agujero negro. Aplicando ciertas leyes de la mecánica cuántica a la física de los agujeros negros, descubrió que las partículas podrían escaparse gradualmente del horizonte de sucesos. La teoría cuántica, que describe el comportamiento de la materia a nivel subatómico, predice la aparición en lugares insospechados de pares de partículas elementales, materia y antimateria, que rápidamente se aniquilan una a otra. Según los cálculos de Hawking, la enorme intensidad de la gravedad en un agujero negro podría producir estos pares de partículas en las afueras de su horizonte de sucesos. En algunos de estos casos, una de estas dos partículas podría quedar atrapada y la otra escapar, con lo que establecería un flujo neto hacia el exterior. De esta manera, el agujero negro iría perdiendo la energía gravitatoria de estas partículas, y podría acabar estallando.

Este proceso necesitaría alrededor de 10 millones de años para completarse, pero dado que miles de millones de agujeros negros diminutos podrían existir desde ese tiempo, es posible que en este momento se puedan estar produciendo este tipo de explosiones cósmicas en el espacio. Esta teoría sugería que estos estallidos podrían ser detectados.

Los diminutos agujeros de los que hablábamos anteriormente podrían generar rayos gamma de alta energía, que podrían ser percibidos por satélites equipados con telescópios adecuados.

Antes de que Hawking hiciera esta predicción, fueron detectadas, por primera vez, explosiones de rayos gamma, aunque no encajaban perfectamente las características observadas con las de las radiaciones de los agujeros negros, muchos relativistas están convencidos de su existencia. Esto explica el interés despertado sobre la nube de antimateria descubierta cerca de estallidos de rayos gamma.

Pero la búsqueda de posibles agujeros negros no sólo se realiza a través de la observación de emisiones de rayos X y explosiones de rayos gamma, sino también a través del uso de nuevas técnicas ópticas con tecnología punta.

Para comprender que un agujero negro es una región en el espacio-tiempo donde la curvatura es infinita, debemos primero entender que el espacio-tiempo es curvo. Esta explicación la realizaremos mediante un ejemplo:

Supongamos que lanzamos un haz de luz a través del espacio vacío para determinar la geometría de éste. En un espacio plano normal, el haz seguiría una trayectoria recta, y si lanzamos dos a la vez, de forma paralela sobre el mismo tipo de espacio, los haces jamás se encontrarían. Pero, si podemos medir minuciosamente los haces nos damos cuenta de que éstos no se desplazan siguiendo líneas estrictamente rectas, sino líneas ligeramente curvas, por lo que deducimos que la curva del recorrido de los haces se debe a la curvatura intrínseca del espacio. De este modo, si lanzamos muchos haces en distintas direcciones, podemos determinar la curvatura de un espacio tridimensional. Ésto se asemeja a cuando hacemos girar un "bolita" sobre la superficie de un globo, analizando la trayectoria de ésta, podemos determinar la geometría de la superficie.

Utilizando luz procedente de las estrellas lejanas, se demuestra que el espacio real no es plano cuando éste se encuentra cerca de objetos masivos como el Sol. La idea de la relatividad es que la curvatura del espacio y su influencia en el movimiento de las partículas de los rayos de luz es la gravedad. La fuerte gravedad del Sol produce una flexión pequeña pero medible en el recorrido de un rayo de luz.

Si una estrella con la masa del Sol se transformara en un esfera de tres kilometros de radio, la gravedad y la curvatura del espacio en las proximidades del Sol compactado serían inmensas. Si se lanzase un rayo de luz para que alcanzase este objeto, los fotones serían atrapados por un campo gravitatorio intensivo con una velocidad de escape que igualaria a la velocidad de la luz. La órbita del rayo de luz sería una espiral que desembocaría en el objeto. La luz sería atrapada y como no puede salir de él, dicho objeto "parece" un agujero negro en el espacio.

De esta manera y debido a la inmensa gravedad, en un agujero negro la curvatura del espacio-tiempo se hace infinita.

El astrónomo inglés, Ian Crawford, asegura que el hombre podría atravesar agujeros negros y llegar a puntos remotos del Cosmos sin ser desintegrado por las enormes fuerzas gravitatorias.

Crawford afirma que "las pruebas son complejas y matemáticas", pero que "en teoría es posible".

La idea básica es penetrar en un agujero negro y aparecer en otro punto del universo, quizás a miles de años luz, saltando en un instante una distancia prácticamente inimaginable.

La posibilidad de realizar un viaje de este tipo abriría camino a contactos con civilizaciones remotas, cuya existencia es probable debido a la inmensidad del Universo.

Hasta ahora, la hipótesis de los científicos es que los poderosos campos gravitatorios de los agujeros negros desintegrarían a los astronautas que quisieran visitarlos. Crawford lo contradice, sosteniendo que los viajeros podrían ser manipulados para evitar tragedias.

Hay una posibilidad de que existan atajos que conecten dos puntos muy distantes del universo, son los llamados agujeros de gusano, que son como túneles en el espacio-tiempo y cuya verificación sólo se ha dado a nivel matemático, mediante la Relatividad General. Además este tipo de Hiperespacio o atajos solo serían efectivos en un espacio-tiempo altamente curvo y por tanto diferente al que conocemos que es esencialmente plano.

Matemáticamente, un par de agujeros negros podrían formar un puente entre dos lugares del universo, pero no está claro como podría formarse o sobrevivir.

Un agujero negro supermasivo y con rotación sería el ideal para realizar estos viajes. En uno supermasivo las fuerzas de marea son menos extremas, y si tiene rotación las posibilidades son más interesantes, en agujeros de este tipo existe una región llamada ergosfera rodeando el horizonte de sucesos, que permite entrar y salir a los objetos, siempre que soporten las "Fuerzas de marea" gravitacionales.

A continuación, vamos a definir los tipos de agujeros negros que harían posible un viaje a través de ellos:

AGUJEROS BLANCOS. Las ecuaciones de la Relatividad General tienen una propiedad muy interesante, son simétricas en el tiempo, lo que significa que se puede tomar una solución a las ecuaciones y pensar que el tiempo va hacia atrás y sin embargo las soluciones siguen siendo válidas. Aplicando esta propiedad a la solución de las ecuaciones que describen un agujero negro, resultará un agujero blanco. Siendo un agujero negro la región del espacio de la cual nada puede escapar, la versión del tiempo invertido, un agujero blanco es la región del espacio en la cual nada puede caer, sólo puede expulsar materia.

Que los agujeros blancos sean una solución matemática no implica -obviamente- que existan realmente, seguramente no hay manera de producirlos, como tampoco se puede destruir un agujero negro, ya que los dos procesos son inversos en el tiempo.

AGUJEROS DE GUSANO. Considerando agujeros negros rotatorios o con carga eléctrica, es posible caer en uno de ellos y no chocar con él, ya que el interior puede estar unido con agujero blanco, formando un camino por el que las cosas entran por el agujero negro y salen por el blanco.

A esta continuación se le llama agujeros de gusano, que son túneles en el espacio-tiempo.

Estos pares de agujeros negros podrían estar muy distanciados, incluso en distintos universos, o quizá en distintas épocas; pero su existencia no es probable, se formaría un agujero de gusano, se considera que serían inestables, y la más mínima perturbación causaría su colapso. Aunque existieran y fueran estables, sería muy desagradable viajar a través de ellos, porque los rayos X y los gamma destruirían al que lo intentara. Además estudios recientes han puesto de manifiesto que estos "tubos" deberían estar compuestos por "Materia exótica", una sustancia que no existe en nuestro universo.

Fue descubierto en 1962 por una sonda. Le volvieron a observar, de forma similar, dos años después cuando le catalogaron como una de las fuentes más intensas de rayos X, además en 1971 se percataron de que:

-La intensidad de estas emisiones experimentaba variaciones muy rápidas. La radiación de un objeto no puede variar en un tiempo menor al que la luz tarda en cruzarle. Por esto, dedujeron que se encontraban ante un objeto de menor tamaño incluso que la Tierra.

-Producía ondas de radio a partir de las cuales hallaron una estrella BO: supergigante azul cuya temperatura en la superficie es de uno 31.000 ºK, y se encuentra aproximadamente a 6.500 años luz de la Tierra. Con el estudio del efecto Doppler, mostrado en su espectro, que registraba variaciones periódicas cada 5'6 días, se percataron de que esta estrella orbitaba a una compañera no detectada.

Midieron la masa de la supergigante azul (al menos treinta veces la del sol) y en función de la velocidad de su órbita, los científicos dedujeron la masa de su compañero invisible, en poco más del doble del límite de la masa de una estrella de neutrones. El Cyg X-1 debía ser un agujero negro.

Los rayos X observados podrían provenir de la formación de un disco de acreción, una corriente de gas arrancado a su compañera supergigante que formaría un remolino de materia extremadamente caliente en torno al agujero negro.

El Cyg C-1 es tan sólo un candidato a agujero negro, como pueden ser los siguientes: GRO J0422, A0620-00 y el LMC X-3 entre otros.

A continuación una fotografía tomada mediante Rayos-X en la que se observa a la estrella compañera visible del candidato invisible a agujero negro Cygnus X-1. Descubierto por primera vez por una sonda en 1962 , es un candidato a agujero negro precisamente por aparecer como una fuente inusualmente grande de dicha radiación, debido a las cargas electricas aceleradas que son atrapadas por él:

 

9.VISIONES ESPACIALES.

¿Qué sucedería si mirases hacia un agujero negro? La imagen de la izquierda muestra a un grupo normal de estrellas  que contiene a la constelación de Orión mientras que la de la derecha muestra el mismo grupo con un agujero negro en el centro.

La existencia de agujeros negros está practicamente asegurada gracias a las nuevas técnicas de observación con las que contamos hoy en día, sobre todo las del Telescopio Espacial Hubble.

El HST realizó un estudio sobre 27 galaxias cercanas, detectando la desaparición de un sinfin de estrellas y otras que parecen seguir la misma trayectoria.

Con el Hubble pudieron observar como un posible agujero negro ilumina el disco de circunvalación que lo rodea. En las tomas del Hubble se puede distinguir luz ultravioleta reflejándose sobre un lado del disco. Todavía no se conocen las posibles medidas de este objeto, pero las evidencias de su existencia se encuentran en la poderosa emisión, que se detecta en la eyección de radiaciones que alcanzan un espacio de tres millones de años luz, y de las partículas que se han visto emanar desde la ubicación del agujero negro en el eje mismo de esta galaxia activa elíptica. Se cree que un apreciable número de posibles agujeros negros se situan en las galaxias denominadas activas.

El satélite IUE de exploración ultravioleta halló un disco de acreción de un diámetro de un quinto de año luz, posible prueba de la existencia de un agujero negro en la galaxia 3C390.3 a 1000 millones de años luz. Además pudo medirlo.

El telescopio Sigma detectó "el gran aniquilador", posible agujero negro nombrado de esta manera por su magnitud. Lo conocemos desde 1990 y se encuentra a unos 300 años luz de la Tierra.

Hasta este momento, lo único detectado había sido los efectos gravitatorios que objetos muy masivos generan en los objetos, que son atraídos al traspasar el horizonte de sucesos.

 

Las fotos de arriba, a la derecha, fueron captadas por el HST. Ellas muestran, primero, dos posibles agujeros negros en los núcleos de las galaxias NGC 3379 ( también conocida como M105) y NGC 3377 de 50 y 100 millones de masas solares respectivamente. Estas galaxias integran el grupo de la Espuela de Leo a 30 millones de años luz de la Tierra. La foto de abajo muestra a la galaxia NGC 4486B pequeño satélite de la M87 en el cúmulo de Virgo, posee un posible agujero negro de unos 500 millones de masas solares. M87 es una galaxia muy nítida con un núcleo muy activo que posiblemente comporte un gran agujero negro de unos 2.000 millones de masas solares..