Para entender lo que es un agujero negro empecemos por una estrella como
el Sol. El Sol tiene un diámetro de 1.390.000 kilómetros y una masa
330.000 veces superior a la de la Tierra. Teniendo en cuenta esa masa y
la distancia de la superficie al centro se demuestra que cualquier
objeto colocado sobre la superficie del Sol estaría sometido a una
atracción gravitatoria 28 veces superior a la gravedad terrestre en la
superficie.
Una estrella corriente conserva su tamaño normal gracias al equilibrio entre una altísima temperatura central, que tiende a expandir la sustancia estelar, y la gigantesca atracción gravitatoria, que tiende a contraerla y estrujarla.
Si en un momento dado la temperatura interna desciende, la gravitación se hará dueña de la situación. La estrella comienza a contraerse y a lo largo de ese proceso la estructura atómica del interior se desintegra. En lugar de átomos habrá ahora electrones, protones y neutrones sueltos. La estrella sigue contrayéndose hasta el momento en que la repulsión mutua de los electrones contrarresta cualquier contracción ulterior.
La estrella es ahora una «enana blanca». Si una estrella como el Sol sufriera este colapso que conduce al estado de enana blanca, toda su masa quedaría reducida a una esfera de unos 16.000 kilómetros de diámetro, y su gravedad superficial (con la misma masa pero a una distancia mucho menor del centro) sería 210.000 veces superior a la de la Tierra.
En determinadas condiciones la atracción gravitatoria se hace demasiado fuerte para ser contrarrestada por la repulsión electrónica. La estrella se contrae de nuevo, obligando a los electrones y protones a combinarse para formar neutrones y forzando también a estos últimos a apelotonarse en estrecho contacto. La estructura neutrónica contrarresta entonces cualquier ulterior contracción y lo que tenemos es una «estrella de neutrones», que podría albergar toda la masa de nuestro sol en una esfera de sólo 16 kilómetros de diámetro. La gravedad superficial sería 210.000.000.000 veces superior a la que tenemos en la Tierra.
En ciertas condiciones, la gravitación puede superar incluso la resistencia de la estructura neutrónica. En ese caso ya no hay nada que pueda oponerse al colapso. La estrella puede contraerse hasta un volumen cero y la gravedad superficial aumentar hacia el infinito.
Según la teoría de la relatividad, la luz emitida por una estrella pierde algo de su energía al avanzar contra el campo gravitatorio de la estrella. Cuanto más intenso es el campo, tanto mayor es la pérdida de energía, lo cual ha sido comprobado experimentalmente en el espacio y en el laboratorio.
La luz emitida por una estrella ordinaria como el Sol pierde muy poca energía. La emitida por una enana blanca, algo más; y la emitida por una estrella de neutrones aún más. A lo largo del proceso de colapso de la estrella de neutrones llega un momento en que la luz que emana de la superficie pierde toda su energía y no puede escapar.
Un objeto sometido a una compresión mayor que la de las estrellas de neutrones tendría un campo gravitatorio tan intenso, que cualquier cosa que se aproximara a él quedaría atrapada y no podría volver a salir. Es como si el objeto atrapado hubiera caído en un agujero infinitamente hondo y no cesase nunca de caer. Y como ni siquiera la luz puede escapar, el objeto comprimido será negro. Literalmente, un «agujero negro».
Hoy día los astrónomos están buscando pruebas de la existencia de agujeros negros en distintos lugares del universo.
http://www.astromia.com/astronomia/negroagujero.htm
Una estrella corriente conserva su tamaño normal gracias al equilibrio entre una altísima temperatura central, que tiende a expandir la sustancia estelar, y la gigantesca atracción gravitatoria, que tiende a contraerla y estrujarla.
Si en un momento dado la temperatura interna desciende, la gravitación se hará dueña de la situación. La estrella comienza a contraerse y a lo largo de ese proceso la estructura atómica del interior se desintegra. En lugar de átomos habrá ahora electrones, protones y neutrones sueltos. La estrella sigue contrayéndose hasta el momento en que la repulsión mutua de los electrones contrarresta cualquier contracción ulterior.
La estrella es ahora una «enana blanca». Si una estrella como el Sol sufriera este colapso que conduce al estado de enana blanca, toda su masa quedaría reducida a una esfera de unos 16.000 kilómetros de diámetro, y su gravedad superficial (con la misma masa pero a una distancia mucho menor del centro) sería 210.000 veces superior a la de la Tierra.
En determinadas condiciones la atracción gravitatoria se hace demasiado fuerte para ser contrarrestada por la repulsión electrónica. La estrella se contrae de nuevo, obligando a los electrones y protones a combinarse para formar neutrones y forzando también a estos últimos a apelotonarse en estrecho contacto. La estructura neutrónica contrarresta entonces cualquier ulterior contracción y lo que tenemos es una «estrella de neutrones», que podría albergar toda la masa de nuestro sol en una esfera de sólo 16 kilómetros de diámetro. La gravedad superficial sería 210.000.000.000 veces superior a la que tenemos en la Tierra.
En ciertas condiciones, la gravitación puede superar incluso la resistencia de la estructura neutrónica. En ese caso ya no hay nada que pueda oponerse al colapso. La estrella puede contraerse hasta un volumen cero y la gravedad superficial aumentar hacia el infinito.
Según la teoría de la relatividad, la luz emitida por una estrella pierde algo de su energía al avanzar contra el campo gravitatorio de la estrella. Cuanto más intenso es el campo, tanto mayor es la pérdida de energía, lo cual ha sido comprobado experimentalmente en el espacio y en el laboratorio.
La luz emitida por una estrella ordinaria como el Sol pierde muy poca energía. La emitida por una enana blanca, algo más; y la emitida por una estrella de neutrones aún más. A lo largo del proceso de colapso de la estrella de neutrones llega un momento en que la luz que emana de la superficie pierde toda su energía y no puede escapar.
Un objeto sometido a una compresión mayor que la de las estrellas de neutrones tendría un campo gravitatorio tan intenso, que cualquier cosa que se aproximara a él quedaría atrapada y no podría volver a salir. Es como si el objeto atrapado hubiera caído en un agujero infinitamente hondo y no cesase nunca de caer. Y como ni siquiera la luz puede escapar, el objeto comprimido será negro. Literalmente, un «agujero negro».
Hoy día los astrónomos están buscando pruebas de la existencia de agujeros negros en distintos lugares del universo.
http://www.astromia.com/astronomia/negroagujero.htm
لأجل فهم ما هو الثقب الأسود، لنبدأ بفهم ما هو نجم كالشمس.
يبلغ كلٌّ من قطر الشمس 1.390.000 كيلومتر وكتلتها 330.000 مرّة أكبر من كتلة الأرض.
بأخذ هذه الكتلة والمسافة من السطح إلى المركز بعين الإعتبار:
فهي تثبت أن أيّ شيء واقع على سطح الشمس سيخضع لقوة جذب أكبر بـ 28 مرّة من الجاذبية الأرضية في السطح.
يحتفظ نجم سيّار بحجمه بفضل التوازن بين:
درجة حرارة هائلة مركزية، والتي تنتشر لتغزو المادة النجمية
والجاذبية الضخمة، التي تمتد لتقوم بتقليصها وكبسها.
فيما لو أنه بلحظة معطاة، تنخفض درجة الحرارة الداخلية، فستُسبِّبُ قوة الجاذبية حدوث مخاطر. حيث يبدأ النجم بالتقلص، وبطول هذه العملية، ستتفكك البنية الذرية للداخل (داخل النجم بالطبع = تتحطّم)، فبدلاً من الذرات:
هناك، الآن، إلكترونات، بروتونات ونيوترونات منفردة.
ويتابع النجم تقلصه حتى اللحظة، التي يُقاوِمُ الدفع المتبادل بين الإلكترونات خلالها لأيّ تقلُّص لاحق.
النجم، الآن، بحالة تسمى "القزم الأبيض" . فيما لو أن نجماً كالشمس يتعرّض لمثل هذا الإنهيار، الذي يقود لحالة القزم الأبيض، ستتقلص كل كتلته إلى كرة ذات قطر قدره 16000 كيلومتر وجاذبية سطحية (مع ذات الكتلة، لكن، لمسافة أصغر بكثير من المركز) أكبر بـ 210.000 مرّة من جاذبية الأرض.
في شروط محددة، تكتسب قوة الجاذبية قوة زائدة لتُقاوَم بالدفع الإلكتروني. ويتقلص النجم، من جديد، مجبراً الإلكترونات والبروتونات على الإتحاد لتشكيل نترونات؛ ومُجبراً النترونات على التكوّر بإتصال وثيق أيضاً.
ستقاوم البنية النيوترونية، بالتالي، أيّ تقلص لاحق وهو "نجم نيوتروني" الآن، وهو ما سيمكنه من جعل كل كتلة شمسنا بحجم كرة قطرها فقط 16 كيلومتر.
ستصير الجاذبية السطحية أكبر بـ 210.000.000.000 مرّة مما لدينا في الأرض.
بشروط مؤكدة، يمكن لقوة الجاذبية أن تكبر حتى تتمكّن من مقاومة البنية النيوترونية. في هذه الحالة، لن يتمكن شيء من منع الإنهيار. حيث يمكن أن يتقلص النجم إلى حجم صفر (0) وتزداد قوة الجاذبية السطحية إلى اللانهاية.
بحسب النظرية النسبية، يخسر الضوء المرسل من النجم شيئاً من طاقته عند التقدم عكس الحقل المغناطيسي للنجم. وعندما يشتدُّ ذاك الحقل أكثر، ستكبر الخسارة بالطاقة:
وهو الأمر المُتحقق منه تجريبياً في الفضاء وفي المُختبر.
يخسر الضوء المرسل، من نجم مألوف كالشمس، كمّاً قليلاً جداً من الطاقة. فيما يخسر الضوء المرسل من نجم قزم ابيض أكثر، وكذلك، يخسر الضوء المرسل من نجم نيوترونات أكثر أيضاً. بطول عملية إنهيار النجم النيوتروني، يصل للحظة يخسر الضوء الصادر عن السطح، خلالها، لكل طاقته ولا يمكنه الإفلات (لا يمكنه الإختفاء).
فيه شيء خاضع لضغط هائل، أكبر مما لدى النجوم النيوترونية، هو حقل مغناطيسي شديد، حيث سيُمسَكُ أيّ شيء يقترب منه، ولن يتمكن من الخروج أو الإفلات.
كما لو أن شيئا ممسوكاً قد سقط في ثقب لانهائي العمق، سقوط مستمر بلا توقُف.
وكما أن الضوء لن يتمكن من الإختفاء، فسيصير الشيء المضغوط أسوداً.
حرفياً، يمكننا القول بتشكُّل "ثقب أسود".
في يومنا هذا، يبحث علماء الفلك عبر إختبارات وتجارب عن وجود ثقوب سود في أماكن مختلفة من الكون.
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