No todas las estrellas se pueden convertir en agujeros negros. Para ello, deben cumplir ciertos requisitos como por ejemplo, el tamaño, tiempo de vida, entre otras características.
Las estrellas se forman a partir de grandes concentraciones de gas, principalmente hidrógeno. Por efectos gravitatorios, los átomos que conforman estos gases empezarán a colapsar unos contra otros, contrayéndose y generando un calentamiento del gas. El calor, poco a poco se incrementará, llegando a generarse reacciones importantes entre los átomos (se transforman las moléculas de hidrógeno, en helio). Estas reacciones provocan emanaciones de energía tan altas, que le dan a las estrellas la luminosidad característica. Todo esto ocurre hasta un momento en que los átomos llegan a alcanzar un equilibrio a partir del cual dejan de contraerse.
Durante el período de tiempo que toma el proceso de contracción de los átomos, la estrella sigue acumulando más gases y crece en tamaño. Este tamaño fue estudiado por Subrahmanyan Chandrasekhar, quien indicó el tamaño máximo que una estrella puede alcanzar antes de llegar a consumir todo su combustible natural. Chandrasekhar descubrió el límite al cual una estrella puede crecer de manera que su masa pueda llegar a ser tal que la estrella llegue al límite de soporte de su gravedad. Esto significa que si la estrella es muy grande, su gravedad podría provocar que esta "se derrumbe sobre sí misma".
Chandrasekhar calculó matemáticamente que la masa crítica de una estrella sería igual a 1,5 veces la masa del sol. A esta masa, se le denomina el límite de Chandrasekhar, y por debajo de este límite encontramos a las enanas blancas y las estrellas de neutrones, mientras que por encima de ese límite, esa estrella poseería un campo gravitatorio tan fuerte que los rayos de luz emanados de la estrella empiezan a irradiarse hacia la superficie. Poco a poco los rayos de luz de inclinan con mayor fuerza hacia la misma estrella de la cual emanan. A los lejos, un observador contemplará como la estrella pierde luminosidad tornándose roja, y cuando la estrella llegue a alcanzar un radio crítico, el campo gravitatorio crecerá de manera exponencial llegando finalmente a atrapar a la misma luz dentro de ella.
Es entonces cuando se crea el agujero negro, y su presencia sólo puede ser notada por la emisión de rayos X que provoca.
Propiedades de los Agujeros Negros
El concepto de agujero negro lo desarrolló el astrónomo alemán Karl Schwarschild en 1916 sobre la base de la teoría de la relatividad de Albert Einstein. El radio del horizonte de sucesos de un agujero negro de Schwarschild depende de la masa del cuerpo: en kilómetros es 2,95 veces la masa del cuerpo en masas solares, es decir, la masa del cuerpo dividida por la masa del sol. Si un cuerpo está eléctricamente cargado o o está girando, los resultados de Schwarschild se modifican. En la parte exterior del horizonte se forma una "ergosfera", dentro de la cual la materia se ve obligada a girar con el agujero negro. En principio, la energía sólo puede ser emitida por la ergosfera.
Según la relatividad general, la gravitación modifica intensamente el espacio y el tiempo en las proximidades de un agujero negro. Cuando un observador se acerca al horizonte de sucesos desde el exterior, el tiempo se retrasa con relación al de observadores a distancia, deteniéndose en el horizonte; sin embargo, se sostiene que para la materia que está acercándose al horizonte de sucesos, el tiempo transcurre habitualmente cayendo inexorablemente al agujero negro.
