Explicación del video:
(En Hindú)
(En inglés)
Para cálculos relacionados con agujeros negros:
Calculadora de astrodinámica
- Magnitud absoluta del sol I Band
- Magnitud visual absoluta de las variables cefeidas
- Calculadora de límite de luminosidad de Eddington
- Titius – Calculadora de la ley de Bode
- Calculadora de límite de Roche
- Radio angular de la calculadora de anillo de Einstein
- Calculadora de tiempo de evaporación de agujero negro
- Calculadora Gravitacional Redshift de Agujero Negro
- Calculadora de radio Schwarzschild de Black Hole
- Calabozo
Explicación escrita
Un agujero negro es una región del espacio-tiempo que exhibe efectos gravitacionales tan fuertes que nada, ni siquiera partículas y radiación electromagnética como la luz, puede escapar de su interior. La teoría de la relatividad general predice que una masa suficientemente compacta puede deformar el espacio-tiempo para formar un agujero negro. El límite de la región de la que no es posible escapar se llama horizonte del evento. Aunque el horizonte de eventos tiene un enorme efecto sobre el destino y las circunstancias de un objeto que lo cruza, no parece observarse ninguna característica localmente detectable. En muchos sentidos, un agujero negro actúa como un cuerpo negro ideal, ya que no refleja la luz. Además, la teoría del campo cuántico en el espacio-tiempo curvo predice que los horizontes de eventos emiten radiación de despertar, con los mismos espectros que un cuerpo negro de una temperatura inversamente proporcional a su masa. Esta temperatura es del orden de las milmillonésimas de kelvin para los agujeros negros de masa estelar, lo que hace que sea esencialmente imposible de observar.
John Michell y Pierre-Simon Laplace consideraron por primera vez los objetos cuyos campos gravitacionales son demasiado fuertes para que la luz pueda escapar. La primera solución moderna de la relatividad general que caracterizaría un agujero negro fue encontrada por Karl Schwarzschild en 1916, aunque su interpretación como una región del espacio de la que nada puede escapar fue publicada por primera vez por David Finkelstein en 1958. 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.
Se espera que se formen agujeros negros de masa estelar cuando las estrellas muy masivas colapsan al final de su ciclo de vida. Después de que se haya formado un agujero negro, puede continuar creciendo absorbiendo masa de su entorno. Al absorber otras estrellas y fusionarse con otros agujeros negros, se pueden formar agujeros negros supermasivos de millones de masas solares ( M ☉). Existe un consenso general de que existen agujeros negros supermasivos en los centros de la mayoría de las galaxias.
A pesar de su interior invisible, la presencia de un agujero negro se puede inferir a través de su interacción con otra materia y con radiación electromagnética como la luz visible. La materia que cae sobre un agujero negro puede formar un disco de acreción externo calentado por fricción, formando algunos de los objetos más brillantes del universo. Si hay otras estrellas orbitando un agujero negro, sus órbitas se pueden usar para determinar la masa y la ubicación del agujero negro. Dichas observaciones pueden usarse para excluir posibles alternativas como las estrellas de neutrones. De esta manera, los astrónomos han identificado numerosos sistemas inbinarios candidatos a agujeros negros estelares y han establecido que la fuente de radio conocida como Sagitario A *, en el núcleo de nuestra propia galaxia, la Vía Láctea, contiene un agujero negro supermasivo de aproximadamente 4,3 millones de masas solares.
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.
Simulación de lentes gravitacionales por un agujero negro, que distorsiona la imagen de una galaxia en el fondo
Una nube de gas destrozada por un agujero negro en el centro de la Vía Láctea.
Historia
Vista simulada de un agujero negro frente a la Gran Nube de Magallanes. Tenga en cuenta el efecto de lente gravitacional, que produce dos vistas ampliadas pero muy distorsionadas de la nube. En la parte superior, el disco de la Vía Láctea aparece distorsionado en un arco.
La idea de un cuerpo tan masivo que ni siquiera la luz podía escapar fue propuesta brevemente por el pionero astronómico John Michell en una carta publicada en 1783-4. 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. Michell notó correctamente que tales cuerpos supermasivos pero no radiantes podrían ser detectables a través de sus efectos gravitacionales en los cuerpos visibles cercanos.
Los eruditos de la época estaban inicialmente entusiasmados con la propuesta de que las estrellas gigantes pero invisibles pudieran estar escondidas a simple vista, pero el entusiasmo disminuyó cuando la naturaleza ondulante de la luz se hizo evidente a principios del siglo XVIII; Si la luz fuera una onda en lugar de un “corpúsculo”, no quedó claro qué influencia, si es que tiene alguna, la gravedad tendría en el escape de las ondas de luz.
En cualquier caso, gracias a la relatividad moderna, ahora sabemos que la imagen de Michell de un rayo de luz disparando directamente desde la superficie de una estrella supermasiva, siendo frenada por la gravedad de la estrella, deteniéndose y luego volviendo a la superficie de la estrella. , es fundamentalmente incorrecto
Relatividad general
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 pocos meses después, Karl Schwarzschild encontró una solución a 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.
Esta solución tuvo un comportamiento peculiar en lo que ahora se llama el radio de Schwarzschild, donde se volvió singular, lo que significa que algunos de los términos en las ecuaciones de Einstein se volvieron infinitos. La naturaleza de esta superficie no se entendía del todo en ese momento. 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.
Arthur Eddington, sin embargo, comentó 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 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, utilizando una relatividad especial, que un cuerpo no rotativo de materia degenerada de electrones tenía una cierta masa limitante (ahora llamada límite de Handrasekhar a 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 por el 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) colapsaría en agujeros negros por las razones presentadas por Chandrasekhar, y concluyó que ninguna ley de física probablemente intervendría y evitaría 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 lleve dentro del radio de Schwarzschild.
edad de oro
Ver también: Historia de la relatividad general.
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”.
Esto no contradice estrictamente los resultados de Oppenheimer, sino que los amplió para incluir el punto de vista de los observadores que caen. La solución de Finkelstein extendió la solución de Schwarzschild para el futuro de los observadores que caen en un agujero negro. Martin Kruskal ya había encontrado una extensión completa, y se le instó a publicarla.
Estos resultados llegaron al comienzo de la era de oro de la relatividad general, que estuvo marcada por la relatividad general y los agujeros negros que se convirtieron en temas de investigación principales. Este proceso fue ayudado por el descubrimiento de los púlsares en 1967,
que, en 1969, se demostró que giraban rápidamente estrellas de neutrones.
Hasta ese momento, las estrellas de neutrones, como los agujeros negros, se consideraban solo curiosidades teóricas; pero el descubrimiento de los púlsares mostró su relevancia física y suscitó un mayor interés en todo tipo de objetos compactos que podrían formarse por colapso gravitacional.
En este período se encontraron soluciones más generales para los agujeros negros. En 1963, Roy Kerr encontró la solución exacta para un agujero negro giratorio. Dos años después, Ezra Newman encontró la solución aximétrica para un agujero negro que está girando y cargado eléctricamente.
A través del trabajo de Werner Israel,
Brandon Carter,
y David Robinson
surgió el teorema del no cabello, afirmando que una solución estacionaria de agujero negro está completamente descrita por los tres parámetros de la métrica de Kerr-Newman: masa, momento angular y carga eléctrica.
Al principio, se sospechaba que las características extrañas de las soluciones de agujeros negros eran artefactos patológicos de las condiciones de simetría impuestas, y que las singularidades no aparecerían en situaciones genéricas. Esta opinión fue sostenida en particular por Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov y Evgeny Lifshitz, quienes intentaron demostrar que no aparecen singularidades en las soluciones genéricas. Sin embargo, a fines de la década de 1960, Roger Penrose
y Stephen Hawking utilizó técnicas globales para demostrar que las singularidades aparecen genéricamente.
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.
Estas leyes describen el comportamiento de un agujero negro en estrecha analogía con las leyes de la termodinámica al relacionar la masa con la energía, el área con la entropía y la gravedad superficial con la temperatura. 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 primer uso del término “agujero negro” impreso fue escrito por la periodista Ann Ewing en su artículo “‘Agujeros negros’ en el espacio” , de fecha 18 de enero de 1964, que era un informe sobre una reunión de la Asociación Americana para el Avance de la Ciencia.
En 1967, un estudiante sugirió la frase “agujero negro” en una conferencia de John Wheeler; Wheeler adoptó el término por su brevedad y “valor publicitario”, y rápidamente se dio cuenta,
llevando a algunos a dar crédito a Wheeler por haber acuñado la frase.
Propiedades y estructura
Una simple ilustración de un agujero negro que no gira
El teorema de no pelo dice que, una vez que alcanza una condición estable después de la formación, un agujero negro tiene solo tres propiedades físicas independientes: masa, carga y momento angular.
Cualquiera de los dos agujeros negros que comparten los mismos valores para estas propiedades, o parámetros, son indistinguibles según la mecánica clásica (es decir, no cuántica).
Estas propiedades son especiales porque son visibles desde el exterior de un agujero negro. Por ejemplo, un agujero negro cargado repele otras cargas similares como cualquier otro objeto cargado. De manera similar, la masa total dentro de una esfera que contiene un agujero negro se puede encontrar usando el análogo gravitacional de la ley de Gauss, la masa ADM, muy lejos del agujero negro.
[ aclaración necesaria ]
Del mismo modo, el momento angular se puede medir desde lejos utilizando el arrastre de cuadros por el campo gravitomagnético.
[ aclaración necesaria ]
Cuando un objeto cae en un agujero negro, cualquier información sobre la forma del objeto o la distribución de carga en él se distribuye uniformemente a lo largo del horizonte del agujero negro, y se pierde para los observadores externos. El comportamiento del horizonte en esta situación es un sistema disipativo que es muy análogo al de una membrana elástica conductora con fricción y resistencia eléctrica, el paradigma de la membrana.
Esto es diferente de otras teorías de campo como el electromagnetismo, que no tienen fricción ni resistividad a nivel microscópico, porque son reversibles en el tiempo. Debido a que un agujero negro finalmente alcanza un estado estable con solo tres parámetros, no hay forma de evitar perder información sobre las condiciones iniciales: los campos gravitacionales y eléctricos de un agujero negro dan muy poca información sobre lo que entró. La información que se pierde incluye todas las cantidades que no se pueden medir lejos del horizonte del agujero negro, incluidos los números cuánticos aproximadamente conservados, como el número total de bariones y el número de leptones. Este comportamiento es tan desconcertante que se ha llamado la paradoja de la pérdida de información del agujero negro.
Propiedades físicas
Los agujeros negros estáticos más simples tienen masa pero ni carga eléctrica ni momento angular. Estos agujeros negros a menudo se conocen como agujeros negros de Schwarzschild después de que Karl Schwarzschild descubriera esta solución en 1916.
Según el teorema de Birkhoff, es la única solución de vacío que es simétrica esféricamente.
Esto significa que no hay una diferencia observable entre el campo gravitacional de un agujero negro de este tipo y el de cualquier otro objeto esférico de la misma masa. La noción popular de un agujero negro que “absorbe todo” en su entorno es, por lo tanto, solo correcta cerca del horizonte de un agujero negro; lejos, el campo gravitacional externo es idéntico al de cualquier otro cuerpo de la misma masa.
También existen soluciones que describen agujeros negros más generales. Los agujeros negros cargados sin rotación se describen en la métrica Reissner-Nordström, mientras que la métrica Kerr describe un agujero negro giratorio sin carga. La solución de agujero negro estacionario más general conocida es la métrica de Kerr-Newman, que describe un agujero negro con carga y momento angular.
Mientras que la masa de un agujero negro puede tomar cualquier valor positivo, la carga y el momento angular están restringidos por la masa. En las unidades Planck, se espera que la carga eléctrica total Q y el momento angular total J satisfagan
para un agujero negro de masa M. Los agujeros negros que satisfacen esta desigualdad se llaman extremos. Existen soluciones de las ecuaciones de Einstein que violan esta desigualdad, pero no poseen un horizonte de eventos. Estas soluciones tienen las denominadas singularidades desnudas que se pueden observar desde el exterior y, por lo tanto, no se consideran físicas . La hipótesis de la censura cósmica descarta la formación de tales singularidades, cuando se crean a través del colapso gravitacional de la materia realista.
Esto es apoyado por simulaciones numéricas.
Debido a la fuerza relativamente grande de la fuerza electromagnética, se espera que los agujeros negros que se forman por el colapso de las estrellas retengan la carga casi neutral de la estrella. Sin embargo, se espera que la rotación sea una característica común de los objetos compactos. La fuente de rayos X binaria candidata del agujero negro GRS 1915 + 105
parece tener un momento angular cercano al valor máximo permitido.
Más información : Clase, Misa …
Los agujeros negros se clasifican comúnmente según su masa, independientemente del momento angular J o la carga eléctrica Q. El tamaño de un agujero negro, determinado por el radio del horizonte de eventos, o el radio de Schwarzschild, es aproximadamente proporcional a la masa M a través
donde r
sh
es el radio de Schwarzschild y MSun es la masa del sol.
Esta relación es exacta solo para agujeros negros con carga cero y momento angular; para agujeros negros más generales puede diferir hasta un factor de 2.
Horizonte de eventos
Artículo principal: horizonte de eventos
Lejos del agujero negro, una partícula puede moverse en cualquier dirección, como lo ilustra el conjunto de flechas. Solo está restringido por la velocidad de la luz.
Más cerca del agujero negro, el espacio-tiempo comienza a deformarse. Hay más caminos que van hacia el agujero negro que caminos que se alejan.
Dentro del horizonte de eventos, todos los caminos acercan la partícula al centro del agujero negro. Ya no es posible que la partícula escape.
La característica definitoria de un agujero negro es la aparición de un horizonte de eventos, un límite en el espacio-tiempo a través del cual la materia y la luz solo pueden pasar hacia adentro, hacia la masa del agujero negro. Nada, ni siquiera la luz, puede escapar del interior del horizonte de eventos. El horizonte de eventos se conoce como tal porque si un evento ocurre dentro del límite, la información de ese evento no puede llegar a un observador externo, lo que hace imposible determinar si ocurrió tal evento.
Como predice la relatividad general, la presencia de una masa deforma el espacio-tiempo de tal manera que los caminos tomados por las partículas se doblan hacia la masa.
En el horizonte de eventos de un agujero negro, esta deformación se vuelve tan fuerte que no hay caminos que se alejen del agujero negro.
Para un observador distante, los relojes cerca de un agujero negro parecen funcionar más lentamente que los que están más lejos del agujero negro.
Debido a este efecto, conocido como dilatación del tiempo gravitacional, un objeto que cae en un agujero negro parece ralentizarse a medida que se acerca al horizonte de eventos, tardando un tiempo infinito en alcanzarlo.
Al mismo tiempo, todos los procesos en este objeto se ralentizan, desde el punto de vista de un observador externo fijo, lo que hace que cualquier luz emitida por el objeto parezca más roja y más tenue, un efecto conocido como desplazamiento al rojo gravitacional.
Finalmente, el objeto que cae se vuelve tan oscuro que ya no se puede ver.
Por otro lado, los observadores indestructibles que caen en un agujero negro no notan ninguno de estos efectos cuando cruzan el horizonte de eventos. Según sus propios relojes, que les parece que funcionan normalmente, cruzan el horizonte de sucesos después de un tiempo finito sin notar ningún comportamiento singular; Es imposible determinar la ubicación del horizonte de eventos a partir de observaciones locales.
La forma del horizonte de eventos de un agujero negro siempre es aproximadamente esférica.
Para los agujeros negros no giratorios (estáticos), la geometría del horizonte de eventos es precisamente esférica, mientras que para los agujeros negros giratorios la esfera es oblata.
Singularidad
Artículo principal: singularidad gravitacional
En el centro de un agujero negro, como lo describe la relatividad general, se encuentra una singularidad gravitacional, una región donde la curvatura espacio-tiempo se vuelve infinita.
Para un agujero negro no giratorio, esta región toma la forma de un solo punto y para un agujero negro giratorio, se difumina para formar una singularidad de anillo que se encuentra en el plano de rotación.
En ambos casos, la región singular tiene un volumen cero. También se puede demostrar que la región singular contiene toda la masa de la solución de agujero negro.
Por lo tanto, se puede pensar que la región singular tiene una densidad infinita.
Los observadores que caen en un agujero negro de Schwarzschild ( es decir , sin rotación y sin carga) no pueden evitar ser transportados a la singularidad, una vez que cruzan el horizonte de eventos. Pueden prolongar la experiencia acelerando para frenar su descenso, pero solo hasta un límite; Después de alcanzar una cierta velocidad ideal, es mejor caer libremente el resto del camino.
Cuando alcanzan la singularidad, son aplastados hasta una densidad infinita y su masa se agrega al total del agujero negro. Antes de que eso suceda, habrán sido destrozados por las crecientes fuerzas de marea en un proceso a veces denominado espaguetización o el “efecto de fideo”.
En el caso de un agujero negro cargado (Reissner – Nordström) o giratorio (Kerr), es posible evitar la singularidad. Extender estas soluciones lo más posible revela la posibilidad hipotética de salir del agujero negro a un espacio-tiempo diferente con el agujero negro actuando como un agujero de gusano.
Sin embargo, la posibilidad de viajar a otro universo es solo teórica ya que cualquier perturbación destruiría esta posibilidad.
También parece posible seguir curvas cerradas de tiempo (volviendo al propio pasado) alrededor de la singularidad de Kerr, lo que conduce a problemas con la causalidad como la paradoja del abuelo.
Se espera que ninguno de estos efectos peculiares sobreviva en un tratamiento cuántico adecuado de los agujeros negros rotados y cargados.
La aparición de singularidades en la relatividad general se percibe comúnmente como una señal del colapso de la teoría.
Este desglose, sin embargo, se espera; ocurre en una situación en la que los efectos cuánticos deberían describir estas acciones, debido a la densidad extremadamente alta y, por lo tanto, a las interacciones de partículas. Hasta la fecha, no ha sido posible combinar los efectos cuánticos y gravitacionales en una sola teoría, aunque existen intentos de formular dicha teoría de la gravedad cuántica. Generalmente se espera que tal teoría no presente ninguna singularidad.
Esfera de fotones
Artículo principal: esfera de fotones
La esfera de fotones es un límite esférico de grosor cero en el que los fotones que se mueven sobre los peligrosos a esa esfera quedarían atrapados en una órbita circular alrededor del agujero negro. Para los agujeros negros no giratorios, la esfera de fotones tiene un radio 1.5 veces el radio de Schwarzschild. Sus órbitas serían dinámicamente inestables, por lo tanto, cualquier pequeña perturbación, como una partícula de materia que cae, provocaría una inestabilidad que crecería con el tiempo, ya sea colocando el fotón en una trayectoria hacia afuera haciendo que escape del agujero negro o hacia adentro. espiral donde eventualmente cruzaría el horizonte de eventos.
Si bien la luz aún puede escapar de la esfera de fotones, el agujero negro capturará cualquier luz que cruce la esfera de fotones en una trayectoria de entrada. Por lo tanto, cualquier luz que llegue a un observador externo desde la esfera de fotones debe haber sido emitida por objetos entre la esfera de fotones y el horizonte de eventos.
Otros objetos compactos, como las estrellas de neutrones, también pueden tener esferas de fotones.
Esto se deduce del hecho de que el campo gravitacional externo a un objeto esféricamente simétrico se rige por la métrica de Schwarzschild, que depende solo de la masa del objeto en lugar del radio del objeto, por lo tanto, cualquier objeto cuyo radio se reduzca a menos de 1,5 veces el El radio de Schwarzschild tendrá una esfera de fotones.
Ergosfera
Artículo principal: Ergosfera
La ergosfera es una región en forma de calabaza fuera del horizonte de eventos, donde los objetos no pueden permanecer estacionarios.
Los agujeros negros giratorios están rodeados por una región del espacio-tiempo en la que es imposible quedarse quieto, llamada ergosfera. Este es el resultado de un proceso conocido como arrastre de cuadros; La relatividad general predice que cualquier masa giratoria tenderá a “arrastrarse” ligeramente a lo largo del espacio-tiempo que la rodea. Cualquier objeto cerca de la masa giratoria tenderá a comenzar a moverse en la dirección de rotación. Para un agujero negro giratorio, este efecto es tan fuerte cerca del horizonte de eventos que un objeto tendría que moverse más rápido que la velocidad de la luz en la dirección opuesta para quedarse quieto.
La ergosfera de un agujero negro es un volumen cuyo límite interno es el horizonte de eventos esferoides oblatos del agujero negro y un límite externo en forma de calabaza,
que coincide con el horizonte de eventos en los polos pero notablemente más ancho alrededor del ecuador. El límite exterior a veces se llama ergosuperficie .
Los objetos y la radiación pueden escapar normalmente de la ergosfera. A través del proceso de Penrose, los objetos pueden emerger de la ergosfera con más energía de la que ingresaron. Esta energía se toma de la energía rotacional del agujero negro, lo que hace que este último se desacelere.
Órbita circular más estable interior (ISCO)
Artículo principal: órbita circular más estable interior
En la gravedad newtoniana, las partículas de prueba pueden orbitar de manera estable a distancias arbitrarias de un objeto central. Sin embargo, en la relatividad general, existe una órbita circular estable más interna (a menudo llamada ISCO), dentro de la cual, cualquier perturbación infinitesimal a una órbita circular conducirá a la inspiración en el agujero negro.
La ubicación de la ISCO depende del giro del agujero negro, en el caso de un agujero negro de Schwarzschild (giro cero) es:
y disminuye al aumentar el giro.
Formación y evolución.
Teniendo en cuenta la naturaleza exótica de los agujeros negros, puede ser natural.
[ aclaración necesaria ]
cuestionar si tales objetos extraños podrían existir en la naturaleza o sugerir que son meramente soluciones patológicas a las ecuaciones de Einstein. El propio Einstein pensó erróneamente que no se formarían agujeros negros, porque sostuvo que el momento angular de las partículas colapsadas estabilizaría su movimiento en algún radio.
Esto llevó a la comunidad de relatividad general a descartar todos los resultados en contrario durante muchos años. Sin embargo, una minoría de relativistas continuó afirmando que los agujeros negros eran objetos físicos,
y para fines de la década de 1960, habían persuadido a la mayoría de los investigadores en el campo de que no existe obstáculo para la formación de un horizonte de eventos.
Una vez que se forma un horizonte de eventos, demostró Penrose, la relatividad general sin mecánica cuántica requiere que se forme una singularidad en su interior.
Poco después, Hawking demostró que muchas soluciones cosmológicas que describen el Big Bang tienen singularidades sin campos escalares u otra materia exótica (ver “Teoremas de singularidad de Penrose-Hawking”).
[ aclaración necesaria ]
La solución de Kerr, el teorema sin pelo y las leyes de la termodinámica de los agujeros negros mostraron que las propiedades físicas de los agujeros negros eran simples y comprensibles, lo que los hacía sujetos respetables para la investigación.
Se espera que el proceso de formación primaria para los agujeros negros sea el colapso gravitacional de objetos pesados como las estrellas, pero también hay procesos más exóticos que pueden conducir a la producción de agujeros negros.
Colapso gravitacional
Artículo principal: colapso gravitacional
El colapso gravitacional ocurre cuando la presión interna de un objeto es insuficiente para resistir la propia gravedad del objeto. En el caso de las estrellas, esto ocurre generalmente porque a una estrella le queda muy poco “combustible” para mantener su temperatura a través de la nucleosíntesis estelar, o porque una estrella que habría sido estable recibe materia extra de una manera que no eleva su temperatura central. En cualquier caso, la temperatura de la estrella ya no es lo suficientemente alta como para evitar que se colapse por su propio peso.
El colapso puede ser detenido por la presión de degeneración de los componentes de la estrella, lo que permite la condensación de la materia en un estado exótico más denso. El resultado es uno de los diversos tipos de estrella compacta. El tipo de estrella compacta formada depende de la masa del remanente de la estrella original que queda después de que las capas externas se hayan volado. Tales explosiones y pulsaciones conducen a la nebulosa planetaria.
Esta masa puede ser sustancialmente menor que la estrella original. Restos superiores a 5 M
☉
son producidos por estrellas que tenían más de 20 M
☉
antes del colapso.
Si la masa del remanente excede aproximadamente 3–4 M
☉
(el límite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff
), ya sea porque la estrella original era muy pesada o porque el remanente acumulaba masa adicional a través de la acumulación de materia, incluso la presión de degeneración de los neutrones es insuficiente para detener el colapso. Ningún mecanismo conocido (excepto posiblemente la presión de degeneración de quark, ver estrella de quark) es lo suficientemente poderoso como para detener la implosión y el objeto inevitablemente colapsará para formar un agujero negro.
Impresión artística de semilla de agujero negro supermasivo.
Se supone que el colapso gravitacional de las estrellas pesadas es responsable de la formación de agujeros negros de masa estelar. La formación de estrellas en el universo temprano puede haber resultado en estrellas muy masivas, que al colapsar habrían producido agujeros negros de hasta 10
3
METRO
☉
. Estos agujeros negros podrían ser las semillas de los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de la mayoría de las galaxias.
Se ha sugerido además que los agujeros negros supermasivos con masas típicas de ~ 10
5 5
METRO
☉
podría haberse formado a partir del colapso directo de las nubes de gas en el universo joven.
Se han encontrado algunos candidatos para tales objetos en observaciones del joven universo.
Si bien la mayor parte de la energía liberada durante el colapso gravitacional se emite muy rápidamente, un observador externo no ve realmente el final de este proceso. A pesar de que el colapso toma un tiempo finito desde el marco de referencia de la materia que cae, un observador distante vería el material que cae lentamente y se detendría justo por encima del horizonte de eventos, debido a la dilatación del tiempo gravitacional. La luz del material que colapsa tarda más y más en llegar al observador, con la luz emitida justo antes de que el horizonte de eventos se retrase una cantidad infinita de tiempo. Así, el observador externo nunca ve la formación del horizonte de eventos; en cambio, el material que colapsó parece volverse más tenue y cada vez más desplazado hacia el rojo, eventualmente desapareciendo.
Agujeros negros primordiales en el Big Bang
El colapso gravitacional requiere una gran densidad. En la época actual del universo, estas altas densidades solo se encuentran en las estrellas, pero en el universo temprano, poco después de la gran explosión, las densidades eran mucho mayores, lo que posiblemente permitía la creación de agujeros negros. La alta densidad por sí sola no es suficiente para permitir la formación de agujeros negros, ya que una distribución de masa uniforme no permitirá que la masa se agrupe. Para que se formen agujeros negros primordiales en un medio tan denso, debe haber perturbaciones iniciales de densidad que luego puedan crecer bajo su propia gravedad. Los diferentes modelos para el universo temprano varían ampliamente en sus predicciones del tamaño de estas perturbaciones. Varios modelos predicen la creación de agujeros negros, que van desde una masa de Planck hasta cientos de miles de masas solares.
Los agujeros negros primordiales podrían explicar la creación de cualquier tipo de agujero negro.
[ aclaración necesaria ]
Colisiones de alta energía
Un evento simulado en el detector CMS, una colisión en la que se puede crear un micro agujero negro.
El colapso gravitacional no es el único proceso que podría crear agujeros negros. En principio, los agujeros negros podrían formarse en colisiones de alta energía que alcanzan una densidad suficiente. A partir de 2002, no se han detectado tales eventos, ya sea directa o indirectamente como una deficiencia del equilibrio de masa en experimentos de aceleración de partículas.
Esto sugiere que debe haber un límite inferior para la masa de agujeros negros. Teóricamente, se espera que este límite se encuentre alrededor de la masa de Planck ( m
PAGS
= √ ħc / G ≈1.2 × 1019 GeV / c 2 ≈ 2.2 × 10−8 kg), donde se espera que los efectos cuánticos invaliden las predicciones de la relatividad general.
Esto pondría la creación de agujeros negros firmemente fuera del alcance de cualquier proceso de alta energía que ocurra en o cerca de la Tierra. Sin embargo, ciertos desarrollos en la gravedad cuántica sugieren que la masa de Planck podría ser mucho más baja: algunos escenarios del mundo nuevo, por ejemplo, ponen el límite tan bajo como 1 TeV / c 2.
Esto haría posible que se creen micro agujeros negros en las colisiones de alta energía que ocurren cuando los rayos cósmicos golpean la atmósfera de la Tierra, o posiblemente en el Gran Colisionador de Hadrones en el CERN. Estas teorías son muy especulativas, y muchos especialistas consideran poco probable la creación de agujeros negros en estos procesos.
Incluso si se pudieran formar micro agujeros negros, se espera que se evaporen en aproximadamente 10
−25
segundos, sin representar una amenaza para la Tierra.
Crecimiento
Una vez que se ha formado un agujero negro, puede continuar creciendo absorbiendo materia adicional. Cualquier agujero negro absorberá continuamente gas y polvo interestelar de su entorno y la radiación omnipresente de fondo cósmico. Este es el proceso primario a través del cual los agujeros negros supermasivos parecen haber crecido.
Se ha sugerido un proceso similar para la formación de agujeros negros de masa intermedia encontrados en cúmulos globulares.
Otra posibilidad para el crecimiento de agujeros negros es que un agujero negro se fusione con otros objetos como estrellas o incluso otros agujeros negros. Aunque no es necesario para el crecimiento, se cree que esto fue importante, especialmente para el desarrollo temprano de agujeros negros supermasivos, que podrían haberse formado a partir de la coagulación de muchos objetos más pequeños.
El proceso también se ha propuesto como el origen de algunos agujeros negros de masa intermedia.
Evaporación
Artículo principal: Radiación de Hawking
En 1974, Hawking predijo que los agujeros negros no son completamente negros sino que emiten pequeñas cantidades de radiación térmica;
Este efecto se conoce como radiación de Hawking. Al aplicar la teoría del campo cuántico a un fondo de agujero negro estático, determinó que un agujero negro debería emitir partículas que muestren un espectro perfecto del cuerpo negro. Desde la publicación de Hawking, muchos otros han verificado el resultado a través de varios enfoques.
Si la teoría de Hawking sobre la radiación de los agujeros negros es correcta, entonces se espera que los agujeros negros se encojan y se evaporen con el tiempo a medida que pierden masa por la emisión de fotones y otras partículas.
La temperatura de este espectro térmico (temperatura de Hawking) es proporcional a la gravedad de la superficie del agujero negro, que, para un agujero negro de Schwarzschild, es inversamente proporcional a la masa. Por lo tanto, los agujeros negros grandes emiten menos radiación que los agujeros negros pequeños.
Un agujero negro estelar de 1 M
☉
tiene una temperatura de Hawking de aproximadamente 100 nanokelvins. Esto es mucho menor que la temperatura de 2.7 K de la radiación cósmica de fondo de microondas. Los agujeros negros de masa estelar o más grandes reciben más masa del fondo cósmico de microondas que la que emiten a través de la radiación de Hawking y, por lo tanto, crecerán en lugar de encogerse.
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Para tener una temperatura de Hawking mayor a 2.7 K (y poder evaporarse), un agujero negro necesitaría una masa menor que la Luna. Tal agujero negro tendría un diámetro de menos de una décima de milímetro.
Si un agujero negro es muy pequeño, se espera que los efectos de la radiación sean muy fuertes. Incluso un agujero negro que es pesado en comparación con un humano se evaporaría en un instante. Un agujero negro con la masa de un automóvil tendría un diámetro de aproximadamente 10
−24
my tardan un nanosegundo en evaporarse, tiempo durante el cual tendría brevemente una luminosidad de más de 200 veces la del Sol. Se espera que los agujeros negros de menor masa se evaporen aún más rápido; por ejemplo, un agujero negro de masa 1 TeV / c
2
tomaría menos de 10
−88
segundos para evaporarse por completo. Para un agujero negro tan pequeño, se espera que los efectos de gravitación cuántica jueguen un papel importante y podrían hipotéticamente estabilizar un agujero negro tan pequeño, aunque los desarrollos actuales en la gravedad cuántica no lo indican.
Se predice que la radiación de Hawking para un agujero negro astrofísico es muy débil y, por lo tanto, sería extremadamente difícil de detectar desde la Tierra. Sin embargo, una posible excepción es la explosión de rayos gamma emitidos en la última etapa de la evaporación de los agujeros negros primordiales. Las búsquedas de tales destellos han resultado infructuosos y proporcionan límites estrictos sobre la posibilidad de existencia de agujeros negros primordiales de baja masa.
El telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA lanzado en 2008 continuará la búsqueda de estos flashes.
Evidencia observacional
Apariencia prevista de agujero negro no giratorio con anillo toroidal de materia ionizada, como se ha propuesto
como modelo para Sagitario A *. La asimetría se debe al efecto Doppler resultante de la enorme velocidad orbital necesaria para el equilibrio centrífugo de la muy fuerte atracción gravitacional del agujero.
Por su propia naturaleza, los agujeros negros no emiten directamente ninguna radiación electromagnética que no sea la hipotética radiación de Hawking, por lo que los astrofísicos que buscan agujeros negros generalmente deben confiar en observaciones indirectas. Por ejemplo, la existencia de un agujero negro a veces se puede inferir observando sus interacciones gravitacionales con su entorno.
El Event Horizon Telescope (EHT), sin embargo, administrado por el Observatorio Haystack del MIT, es un intento de observar directamente el entorno inmediato del horizonte de eventos de Sagitario A *, el agujero negro en el centro de la Vía Láctea, y producir una imagen en silueta. de eso. La primera imagen de este tipo puede aparecer ya en 2018.
En 2015, el EHT logró detectar campos magnéticos justo fuera del horizonte de eventos de Sagitario A * e incluso discernir algunas de sus propiedades. La existencia de campos magnéticos había sido predicha por estudios teóricos de agujeros negros.
Detección de ondas gravitacionales a partir de la fusión de agujeros negros
El 14 de septiembre de 2015, el observatorio de ondas gravitacionales LIGO realizó la primera observación exitosa de ondas gravitacionales.
La señal fue consistente con las predicciones teóricas de las ondas gravitacionales producidas por la fusión de dos agujeros negros: uno con aproximadamente 36 masas solares y el otro alrededor de 29 masas solares.
Esta observación proporciona la evidencia más concreta de la existencia de agujeros negros hasta la fecha. Por ejemplo, la señal de onda gravitacional sugiere que la separación de los dos objetos antes de la fusión fue de solo 350 km (o aproximadamente 4 veces el radio de Schwarzschild correspondiente a las masas inferidas). Por lo tanto, los objetos deben haber sido extremadamente compactos, dejando los agujeros negros como la interpretación más plausible.
Más importante aún, la señal observada por LIGO también incluyó el inicio de la fusión posterior a la fusión, la señal producida cuando el objeto compacto recién formado se estabiliza en un estado estacionario. Podría decirse que el ringdown es la forma más directa de observar un agujero negro.
De la señal LIGO es posible extraer la frecuencia y el tiempo de amortiguación del modo dominante del ringdown. A partir de estos, es posible inferir la masa y el momento angular del objeto final, que coinciden con predicciones independientes de simulaciones numéricas de la fusión.
La frecuencia y el tiempo de caída del modo dominante están determinados por la geometría de la esfera de fotones. Por lo tanto, la observación de este modo confirma la presencia de una esfera de fotones, sin embargo, no puede excluir posibles alternativas exóticas a los agujeros negros que son lo suficientemente compactos como para tener una esfera de fotones.
La observación también proporciona la primera evidencia observacional de la existencia de binarios de agujeros negros de masa estelar. Además, es la primera evidencia observacional de agujeros negros de masa estelar que pesan 25 masas solares o más.
Movimientos adecuados de estrellas orbitando Sagitario A *
Los movimientos apropiados de las estrellas cerca del centro de nuestra propia Vía Láctea proporcionan una fuerte evidencia de observación de que estas estrellas están orbitando un agujero negro supermasivo.
Desde 1995, los astrónomos han seguido los movimientos de 90 estrellas que orbitan un objeto invisible que coincide con la fuente de radio Sagitario A *. Al ajustar sus movimientos a las órbitas keplerianas, los astrónomos pudieron inferir, en 1998, que un objeto de 2.6 millones de M be debe estar contenido en un volumen con un radio de 0.02 años luz para causar los movimientos de esas estrellas.
Desde entonces, una de las estrellas, llamada S2, ha completado una órbita completa. A partir de los datos orbitales, los astrónomos pudieron refinar los cálculos de la masa a 4,3 millones de M
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y un radio de menos de 0.002 años luz para el objeto que causa el movimiento orbital de esas estrellas.
El límite superior del tamaño del objeto todavía es demasiado grande para probar si es más pequeño que su radio Schwarzschild; sin embargo, estas observaciones sugieren fuertemente que el objeto central es un agujero negro supermasivo ya que no hay otros escenarios plausibles para limitar tanta masa invisible en un volumen tan pequeño.
Además, existe evidencia observacional de que este objeto podría poseer un horizonte de eventos, una característica exclusiva de los agujeros negros.
Acreción de materia
Ver también: disco de acreción
Agujero negro con corona, fuente de rayos X (concepto del artista).
Debido a la conservación del momento angular, el gas que cae en el pozo gravitacional creado por un objeto masivo generalmente formará una estructura similar a un disco alrededor del objeto. Las impresiones de los artistas, como la representación de un agujero negro con corona que lo acompaña, comúnmente representan el agujero negro como si fuera un cuerpo de material de espacio plano que oculta la parte del disco justo detrás de él, pero un modelo matemático detallado
muestra que la imagen del disco en realidad se distorsionaría por la curvatura de la luz que se originó detrás del agujero negro de tal manera que la parte superior del disco sería completamente visible, mientras que habría una imagen secundaria parcialmente visible de la parte inferior del disco
Vista prevista desde fuera del horizonte de un agujero negro de Schwarzschild iluminado por un delgado disco de acreción
Dentro de dicho disco, la fricción haría que el momento angular se transportara hacia afuera, permitiendo que la materia caiga más hacia adentro, liberando así energía potencial y aumentando la temperatura del gas.
Desenfoque de rayos X cerca del agujero negro (NuSTAR; 12 de agosto de 2014).
Cuando el objeto de acreción es una estrella de neutrones o un agujero negro, el gas en el disco de acreción interno orbita a velocidades muy altas debido a su proximidad al objeto compacto. La fricción resultante es tan importante que calienta el disco interno a temperaturas a las que emite grandes cantidades de radiación electromagnética (principalmente rayos X). Estas fuentes de rayos X brillantes pueden detectarse mediante telescopios. Este proceso de acreción es uno de los procesos de producción de energía más eficientes conocidos; Hasta el 40% de la masa en reposo del material acumulado puede emitirse como radiación.
(En la fusión nuclear, solo alrededor del 0,7% de la masa en reposo se emitirá como energía). En muchos casos, los discos de acreción se acompañan de chorros relativistas que se emiten a lo largo de los polos, que transportan gran parte de la energía. El mecanismo para la creación de estos aviones no se conoce bien actualmente.
Como tal, muchos de los fenómenos más enérgicos del universo se han atribuido a la acumulación de materia en los agujeros negros. En particular, se cree que los núcleos galácticos activos y los cuásares son los discos de acreción de los agujeros negros supermasivos.
Del mismo modo, los binarios de rayos X generalmente se aceptan como sistemas estelares binarios en los que una de las dos estrellas es un objeto compacto que acumula materia de su compañero.
También se ha sugerido que algunas fuentes de rayos X ultraluminosas pueden ser discos de acreción de agujeros negros de masa intermedia.
En noviembre de 2011, se informó la primera observación directa de un disco de acumulación de cuásar alrededor de un agujero negro supermasivo.
Binarios de rayos X
Ver también: radiografía binaria
Una simulación por computadora de una estrella consumida por un agujero negro. El punto azul indica la ubicación del agujero negro.
Una imagen del Observatorio de Rayos X Chandra de Cygnus X-1, que fue el primer candidato de agujero negro fuerte descubierto
Los binarios de rayos X son sistemas estelares binarios que emiten una mayoría de su radiación en la parte de rayos X del espectro. En general, se cree que estas emisiones de rayos X se producen cuando una de las estrellas (objeto compacto) acumula materia de otra estrella (regular). La presencia de una estrella ordinaria en dicho sistema brinda una oportunidad única para estudiar el objeto central y determinar si podría ser un agujero negro.
Esta animación compara los ‘latidos’ de rayos X de GRS 1915 e IGR J17091, dos agujeros negros que ingieren gas de las estrellas compañeras.
Si dicho sistema emite señales que pueden rastrearse directamente hasta el objeto compacto, no puede ser un agujero negro. Sin embargo, la ausencia de tal señal no excluye la posibilidad de que el objeto compacto sea una estrella de neutrones. Al estudiar la estrella compañera, a menudo es posible obtener los parámetros orbitales del sistema y obtener una estimación de la masa del objeto compacto. Si esto es mucho más grande que el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (es decir, la masa máxima que puede tener una estrella de neutrones antes de colapsarse), entonces el objeto no puede ser una estrella de neutrones y generalmente se espera que sea un agujero negro.
El primer candidato fuerte para un agujero negro, Cygnus X-1, fue descubierto de esta manera por Charles Thomas Bolton,
Louise Webster y Paul Murdin
en 1972
Sin embargo, quedaban algunas dudas debido a las incertidumbres que resultan de que la estrella compañera sea mucho más pesada que el agujero negro candidato.
Actualmente, se encuentran mejores candidatos para los agujeros negros en una clase de binarios de rayos X llamados transitorios de rayos X blandos.
En esta clase de sistema, la estrella compañera tiene una masa relativamente baja, lo que permite estimaciones más precisas de la masa del agujero negro. Además, estos sistemas emiten activamente rayos X durante solo varios meses una vez cada 10–50 años. Durante el período de baja emisión de rayos X (llamado quiescencia), el disco de acreción es extremadamente débil, lo que permite la observación detallada de la estrella compañera durante este período. Uno de los mejores candidatos es V404 Cyg.
Flujo de acreción dominado por quiescencia y advección
Se sospecha que la debilidad del disco de acreción de un binario de rayos X durante la inactividad es causada por el flujo de masa que ingresa a un modo llamado flujo de acreción dominado por advección (ADAF). En este modo, casi toda la energía generada por la fricción en el disco se arrastra junto con el flujo en lugar de irradiarse. Si este modelo es correcto, entonces constituye una fuerte evidencia cualitativa de la presencia de un horizonte de eventos,
ya que si el objeto en el centro del disco tuviera una superficie sólida, emitiría grandes cantidades de radiación a medida que el gas altamente energético golpea la superficie,
[ aclaración necesaria ]
Un efecto que se observa para las estrellas de neutrones en un estado similar.
Oscilaciones cuasi periódicas
Artículo principal: oscilaciones cuasi periódicas
Las emisiones de rayos X de los discos de acreción a veces parpadean a ciertas frecuencias. Estas señales se denominan oscilaciones cuasi periódicas y se cree que son causadas por el material que se mueve a lo largo del borde interno del disco de acreción (la órbita circular más estable). Como tal, su frecuencia está vinculada a la masa del objeto compacto. Por lo tanto, pueden usarse como una forma alternativa de determinar la masa de los agujeros negros candidatos.
Núcleos galácticos
Ver también: núcleo galáctico activo
Las ondas magnéticas, llamadas ondas S de Alfvén, fluyen desde la base de los chorros de agujeros negros.
Los astrónomos usan el término “galaxia activa” para describir galaxias con características inusuales, tales como emisión de líneas espectrales inusuales y emisión de radio muy fuerte. Los estudios teóricos y observacionales han demostrado que la actividad en estos núcleos galácticos activos (AGN) puede explicarse por la presencia de agujeros negros supermasivos, que pueden ser millones de veces más masivos que los estelares. Los modelos de estos AGN consisten en un agujero negro central que puede ser millones o miles de millones de veces más masivo que el Sol; un disco de gas y polvo llamado disco de acreción; y dos chorros perpendiculares al disco de acreción.
Detección de una llamarada de rayos X inusualmente brillante de Sagitario A *, un agujero negro en el centro de la galaxia de la Vía Láctea el 5 de enero de 2015.
Aunque se espera que se encuentren agujeros negros supermasivos en la mayoría de los AGN, solo los núcleos de algunas galaxias se han estudiado más cuidadosamente en intentos de identificar y medir las masas reales de los candidatos centrales de agujeros negros supermasivos. Algunas de las galaxias más notables con candidatos a agujeros negros supermasivos incluyen la galaxia de Andrómeda, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM 08279 + 5255 y Sombrero Galaxy.
Ahora se acepta ampliamente que el centro de casi todas las galaxias, no solo las activas, contiene un agujero negro supermasivo.
La estrecha correlación observacional entre la masa de este agujero y la dispersión de la velocidad de la protuberancia de la galaxia anfitriona, conocida como la relación M-sigma, sugiere una conexión entre la formación del agujero negro y la galaxia misma.
Simulación de una nube de gas después de una aproximación cercana al agujero negro en el centro de la Vía Láctea
Ahora eche un vistazo al siguiente diagrama que representa a un observador que cae en un agujero negro y atraviesa el horizonte de eventos. El tiempo es en dirección vertical, el cilindro representa el horizonte de sucesos y los pequeños conos verdes son los conos de luz futuros del observador y de cualquier rayo de luz que el observador emita al caer en el agujero negro. La línea verde representa el camino del observador mientras está fuera del horizonte de eventos y la línea roja representa el camino del observador una vez que pasa el horizonte de eventos en el punto etiquetado como U. Las líneas discontinuas representan los posibles caminos de luz que el observador podría emitir 
Según la relatividad general, el campo gravitacional del agujero negro se manifiesta por la curvatura del espacio-tiempo. En particular, este diagrama deja en claro que los conos de luz futuros se inclinan cada vez más hacia el agujero negro a medida que se acerca al agujero negro. De hecho, una vez que se ha cruzado el horizonte de sucesos, todos los conos de luz futuros se limitan permanentemente para apuntar completamente dentro del horizonte de sucesos. Esencialmente, la dirección del tiempo se ha doblado y comienza a apuntar en la dirección radial. Esto significa que el futuro del observador (y toda la luz emitida por el observador) se limitará para siempre al interior del horizonte del agujero negro una vez que el horizonte de eventos esté cruzado. De hecho, el futuro para todos los objetos / observadores y para toda la luz emitida terminará eventualmente en la singularidad en el centro del agujero negro. 
