Anatomía de un agujero negro
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Calculadora de radio de Schwarzschild
r_s = 2GM/c² — el tamaño que necesita una masa para ser un agujero negro
Referencias reales
Espaguetización
Las fuerzas de marea diferenciales estiran cualquier objeto verticalmente
Al caer hacia un agujero negro, la gravedad es más fuerte en los pies que en la cabeza (o viceversa). Esta diferencia —las fuerzas de marea— estira el cuerpo en la dirección radial y lo comprime lateralmente.
Tipos de agujeros negros
Cuatro categorías por masa y origen
Estelares
Masa: 3 – 100 M☉
Origen: Colapso gravitatorio de estrella masiva al final de su vida
Se forman cuando una estrella de más de ~20 masas solares agota su combustible nuclear. El núcleo colapsa en nanosegundos; la explosión exterior es una supernova. Si la masa del remanente supera ~3 M☉, la presión de degeneración de neutrones no puede detener el colapso: se forma un agujero negro estelar. Son los más estudiados a través de binarias de rayos X.
Radiación de Hawking
Los agujeros negros no son eternos — emiten radiación cuántica y se evaporan
En el vacío cuántico, pares partícula-antipartícula se crean y aniquilan constantemente. Cerca del horizonte, uno puede caer y el otro escapar. El agujero negro "paga" la energía —pierde masa poco a poco.
Tiempo de evaporación por masa
En 2019, el Event Horizon Telescope publicó la primera imagen real de un agujero negro: M87*, a 55 millones de años-luz. En 2022 llegó Sagitario A*, el agujero negro en el centro de nuestra galaxia, a solo 26.000 años-luz. Lo que ves en esas imágenes no es el agujero negro en sí — es el disco de acreción caliente alrededor de la sombra que el horizonte proyecta sobre el fondo luminoso.