El límite de Chandrasekhar explica esta consulta.
Ahora se acepta que el límite de Chandrasekhar es aproximadamente 1,4 veces la masa del sol; cualquier enana blanca con menos de esta masa seguirá siendo una enana blanca para siempre, mientras que una estrella que exceda esta masa está destinada a poner fin a su vida en la más violenta de las explosiones: una supernova. Al hacerlo, la estrella misma muere, pero promueve el proceso de crecimiento del universo: genera y distribuye los elementos de los que depende la vida.
Ahora llegando a su otra pregunta, la formación de un agujero negro.
- ¿Podría la gravedad eventualmente forzar a toda la masa del universo a colapsar en un punto y crear un gigantesco agujero negro?
- Según lo que podemos ver hasta ahora, los agujeros negros son oscuros, porque en realidad no podemos ver todo, ¿cambiaríamos el nombre de los agujeros negros si pudiéramos ver más colores?
- ¿Qué pasaría si metiera mi dedo en un agujero negro del tamaño de una pelota de golf?
- Si todo el asunto se concentró en un lugar muy pequeño cuando ocurrió el Big Bang, ¿por qué no se convirtió en un agujero negro?
- ¿Hay alguna galaxia con 2 agujeros negros?
De hecho, hay dos límites inferiores en el tamaño de un agujero negro. Un límite es puramente teórico, para cualquier agujero negro, independientemente de cómo se forme; el otro es un límite inferior para los agujeros negros que se forman a partir del colapso estelar.
Pero primero: el radio de un agujero negro no se hace más pequeño a medida que el agujero negro se hace más grande. Por el contrario, su radio es proporcional a su masa. Entonces, un agujero negro que es dos veces más pesado también es dos veces más grande en tamaño.
El límite teórico para un agujero negro se calcula observando que la longitud de onda de Compton de una partícula de masa m está dada por λ = h / mc (donde h es la constante de Planck y c es la velocidad de vacío de la luz). Sea lo que sea m, el radio del horizonte de sucesos no puede ser menor que este número, de lo contrario violaríamos el principio de incertidumbre de Heisenberg al conocer la ubicación del agujero negro con mayor precisión de lo que permite el principio de incertidumbre. El radio del horizonte de eventos viene dado por 2Gm / c2 (donde G es la constante de Newton), por lo que resolver 2Gm / c2 = h / mc da m = hc / 2G −−−−− √, que es π −− √ veces el Planck masa, o poco menos de 40 gramos. (Tenga en cuenta que en términos de energía de masa, esto es algo así como 15 órdenes de magnitud, es decir, 15 ceros más allá de la energía de colisión del LHC. Es por eso que la mayoría de los físicos nunca se tomaron en serio la idea de que el LHC podría producir agujeros negros microscópicos en serio .) El radio correspondiente es de aproximadamente 6 × 10−29 metros (Eso sería 28 ceros después del punto decimal … mucho, mucho, mucho más pequeño que las distancias subatómicas).
En cuanto a los agujeros negros estelares, está determinado por la presión a la que el interior de una estrella de neutrones ya no es estable, sino que se colapsa bajo su propia gravedad. Esto se conoce como el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Se desconoce su valor exacto, pero se cree que está entre 1,5 y 3 masas solares. El radio correspondiente estaría entre 4.5 y 9 kilómetros.