Diferencia entre revisiones de «Agujero negro»

[[Archivo:Black_Hole_Milkyway.jpg|thumb|250px|Imagen simulada de como se vería un agujero negro con una [[masa]] de diez soles, a una distancia de 600 kilómetros, con la vía láctea al fondo (ángulo horizontal de la abertura de la cámara fotográfica: 90°).]]

 

 

En [[1915]], [[Albert Einstein|Einstein]] desarrolló la [[Teoría de la relatividad general|relatividad general]] y demostró que la luz era influenciada por la [[interacción gravitatoria]]. Unos meses después, [[Karl Schwarzschild]] encontró una solución a las [[ecuaciones de Einstein]], donde un cuerpo pesado absorbería la luz. Se sabe ahora que el [[radio de Schwarzschild]] es el radio del horizonte de sucesos de un agujero negro que no gira, pero esto no era bien entendido en aquel entonces. El propio Schwarzschild pensó que no era más que una solución matemática, no física. En [[1930]], [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] demostró que un cuerpo con una masa crítica, (ahora conocida como [[límite de Chandrasekhar]]) y que no emitiese radiación, colapsaría por su propia gravedad porque no había nada que se conociera que pudiera frenarla (para dicha masa la fuerza de atracción gravitatoria sería mayor que la proporcionada por el [[principio de exclusión de Pauli]]). Sin embargo, [[Arthur Stanley Eddington|Eddington]] se opuso a la idea de que la estrella alcanzaría un tamaño nulo, lo que implicaría una singularidad desnuda de materia, y que debería haber algo que inevitablemente pusiera freno al colapso, línea adoptada por la mayoría de los científicos.