Los agujeros negros son regiones en el continuo espacio-tiempo donde la fuerza de gravedad es tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar de ella. La primera persona que propuso una idea de un cuerpo tan masivo y con una fuerza gravitacional tan masiva que ni siquiera la luz puede escapar fue John Mitchell en una carta publicada en 1783-1784. Los cálculos simplistas de Michell suponían que dicho cuerpo podría tener la misma densidad que el Sol, y concluyeron que tal cuerpo se formaría cuando el diámetro de una estrella excede al Sol en un factor de 500, y la velocidad de escape de la superficie excede la velocidad habitual de la luz. Los eruditos en ese momento estaban entusiasmados con la idea. El matemático y astrónomo Pierre-Simon Laplace también ayudó a Michell. En 1915, Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad general, habiendo demostrado anteriormente que la gravedad influye en el movimiento de la luz. Solo unos meses después, Karl Schwarzschild encontró una solución para las ecuaciones de campo de Einstein, que describe el campo gravitacional de una masa puntual y una masa esférica.
Unos meses después de Schwarzschild, Johannes Droste, un estudiante de Hendrik Lorentz, dio independientemente la misma solución para la masa puntual y escribió más extensamente sobre sus propiedades. Los agujeros negros fueron considerados durante mucho tiempo una curiosidad matemática; Fue durante la década de 1960 que el trabajo teórico demostró que eran una predicción genérica de la relatividad general. El descubrimiento de estrellas de neutrones despertó interés en objetos compactos colapsados gravitacionalmente como una posible realidad astrofísica.
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En 1924, Arthur Eddington demostró que la singularidad desapareció después de un cambio de coordenadas (ver coordenadas Eddington-Finkelstein), aunque Georges Lemaître tardó hasta 1933 en darse cuenta de que esto significaba que la singularidad en el radio de Schwarzschild era una singularidad de coordenadas no física.
Sin embargo, Arthur Eddington hizo un comentario sobre la posibilidad de una estrella con masa comprimida al radio de Schwarzschild en un libro de 1926, y señaló que la teoría de Einstein nos permite descartar densidades demasiado grandes para estrellas visibles como Betelgeuse porque “una estrella de 250 millones de kilómetros de radio podría posiblemente no tenga una densidad tan alta como el Sol. En primer lugar, la fuerza de la gravitación sería tan grande que la luz no podría escapar de ella, y los rayos caerían hacia la estrella como una piedra hacia la tierra. En segundo lugar, el desplazamiento hacia el rojo de las líneas espectrales sería tan grande que el espectro quedaría fuera de existencia. En tercer lugar, la masa produciría tanta curvatura de la métrica del espacio-tiempo que el espacio se cerraría alrededor de la estrella, dejándonos afuera (es decir, en ninguna parte) “.
En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculó, usando una relatividad especial, que un cuerpo no rotativo de materia degenerada de electrones por encima de cierta masa limitante (ahora llamada límite de Chandrasekhar en 1.4 M ☉) no tiene soluciones estables. Muchos de sus contemporáneos se opusieron a sus argumentos, como Eddington y Lev Landau, quienes argumentaron que algún mecanismo aún desconocido detendría el colapso. En parte estaban en lo correcto: una enana blanca un poco más masiva que el límite de Chandrasekhar colapsará en una estrella de neutrones, que es estable debido al principio de exclusión de Pauli. Pero en 1939, Robert Oppenheimer y otros predijeron que las estrellas de neutrones por encima de aproximadamente 3 M ☉ (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) colapsarían en agujeros negros por las razones presentadas por Chandrasekhar, y concluyeron que ninguna ley de física probablemente intervendría y evita que al menos algunas estrellas colapsen en agujeros negros.
Oppenheimer y sus coautores interpretaron la singularidad en el límite del radio de Schwarzschild como indicando que este era el límite de una burbuja en la que el tiempo se detuvo. Este es un punto de vista válido para los observadores externos, pero no para los observadores que caen. Debido a esta propiedad, las estrellas colapsadas se llamaron “estrellas congeladas”, porque un observador externo vería la superficie de la estrella congelada en el tiempo en el instante en que su colapso la lleva dentro del radio de Schwarzschild.
En 1958, David Finkelstein identificó la superficie de Schwarzschild como un horizonte de eventos, “una membrana unidireccional perfecta: las influencias causales pueden atravesarla en una sola dirección”.
En 1963, Roy Kerr encontró la solución exacta para un agujero negro giratorio. Dos años más tarde, Ezra Newman encontró la solución axisimétrica para un agujero negro que tiene rotación y carga eléctrica. A través del trabajo de Werner Israel, Brandon Carter y David Robinson, surgió el teorema sin pelo, que afirma que una solución estacionaria de agujero negro se describe completamente por los tres parámetros de la métrica de Kerr-Newman: masa, momento angular y carga eléctrica.
El trabajo de James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter y Hawking a principios de la década de 1970 condujo a la formulación de la termodinámica de los agujeros negros. La analogía se completó cuando Hawking, en 1974, mostró que la teoría del campo cuántico predice que los agujeros negros deben irradiar como un cuerpo negro con una temperatura proporcional a la gravedad superficial del agujero negro.
El 11 de febrero de 2016, la colaboración de LIGO anunció la primera observación de ondas gravitacionales; Debido a que estas ondas se generaron a partir de una fusión de agujeros negros, fue la primera detección directa de una fusión binaria de agujeros negros. El 15 de junio de 2016, se anunció una segunda detección de un evento de onda gravitacional por colisión de agujeros negros.
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