Acta Herediana vol. 64, N° 1, enero 2021 - junio 2021
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objetos de su entorno, deberían irradiar parte
de la energía de estos objetos “presos” como
ujos brillantes.
Gracias a esta hipótesis, los físicos volvieron
al problema de la rigurosidad matemática
para explicar la posibilidad de la formación
de agujeros negros. Fue, precisamente, Roger
Penrose quien solucionó este problema,
aunque en su artículo nunca mencionó ni
hizo uso del término “agujero negro”, que fue
introducido, más tarde, por Wheeler. Para elló
utilizo un formalismo matemático bastante
riguroso y novedoso, para mostrar que las
ecuaciones de la teoría general de relatividad
de Einstein, entre sus soluciones, contenían
la formación de los agujeros negros, incluso a
condiciones muy alejadas de las condiciones
ideales. Esta demostración, además el haber
sido observados los cuásares, convenció a la
comunidad de astrofísicos sobre la existencia
real de los agujeros negros, hasta entonces
hipotéticos, objetos exóticos, realidad que
fue conrmada nuevamente en 1916, con la
detección de las ondas gravitacionales.
la búsqueda de los agujeros negros
Casi inmediatamente al descubrimiento de
los cuásares, se propuso la hipótesis de que
los agujeros negros existen no solo en galaxias
lejanas sino en el centro de casí todas las
galaxias, incluyendo a la Vía Láctea. La masa
de estos agujeros negros no es tan grande como
la de los cuásares, ellos no atrapan a los objetos
de su entorno con velocidades grandes, lo que
no permite verlas directamente porque su
emisión de energía es insuciente.
Hasta no hace mucho, la resolución de los
telescopios existentes era insuciente para
poder observar en zonas cercanas a los agujeros
negros grandes. Recién con la implementación
del sistema de telescopios Event Horizon
Telescope, en el año 2019, se pudo obtener la
imagen de la “sombra de un agujero negro”.
Los grupos de Genzel y Ghez descubrieron
un agujero negro en la Vía Láctea utilizando
métodos indirectos pero conables. Ellos
decidieron medir la velocidad del movimiento
de las estrellas que giran a una distancia no
muy grande del centro de nuestra galaxia. Este
centro, por razones históricas, los astrónomos
la conocen como Zagitario A*. Si en el centro
se tiene un objeto con masa relativamente
no muy grande, entonces la velocidad de
las estrellas que giran a su rededor, debe ser
menor cuanto mas alejados del centro. Esto
es consecuencia de las leyes de Kepler, que
intuitivamente podemos hacer un paralelo con
los planetas que giran alrededor del Sol, donde
las velocidades de los planetas disminuyen a
medida que se mueven del centro hacia la
periferie. Si en el centro de nuestra galaxia
no se tuviese un objeto compacto y toda la
masa de la materia estuviese distribuida en un
volumen grande, entonces la velocidad de las
estrellas, en función de la distancia, variaría de
manera diferente a la que conocemos.
La primera dicultad para este tipo de
observaciones se debe a que en el centro de
la galaxia se encuentran muchas estrellas y,
además, gases y polvos interestelares. Es decir,
este centro es poco visible. Para solucionar este
inconveniente se propuso hacer observaciones
utilizando luz infrarroja en lugar de luz
visible debido a que las ondas infrarrojas
son débilmente absorbidas por la materia
interestelar. Lamentablemente, estas ondas se
absorben por la atmósfera, lo que adiciona otra
dicultad para las observaciones.
Otro problema era que las estrellas en el espacio
celeste se mueven lentamente, para poder
medir sus velocidades se necesita observarlas
mucho tiempo. Es poco práctico realizar estas