Cuando la gravedad vence a cualquier otra fuerza, la materia colapsa hacia los estados más densos que conocemos. Los objetos compactos —agujeros negros, estrellas de neutrones, enanas blancas en su límite— concentran energías que en condiciones ordinarias serían imposibles, y su radiación abarca desde el radio hasta los rayos gamma de TeV. Esta página reúne los conceptos físicos imprescindibles para entender esos fenómenos extremos y los mecanismos de emisión que los revelan.
Cuásar
Un cuásar (quasi-stellar radio source) es la manifestación más extrema de un núcleo galáctico activo. Hasta los años 60 se interpretaron como objetos puntuales similares a estrellas porque la emisión central eclipsa por completo la luz de la galaxia anfitriona. Maarten Schmidt los identificó correctamente en 1963 al reconocer las líneas espectrales muy desplazadas al rojo de 3C 273. Su motor es un agujero negro supermasivo de 10⁶–10¹⁰ M☉ acretando gas a tasas próximas al límite de Eddington, lo que produce luminosidades de hasta 10¹⁴ veces la del Sol. Los cuásares más lejanos confirmados superan z > 7,5 y se observan cuando el universo tenía menos de 700 Myr: su sola existencia plantea el problema de cómo pudieron crecer tan rápido los primeros agujeros negros supermasivos. TON 618 tiene una masa estimada de ≈ 4 × 10¹⁰ M☉, una de las mayores conocidas.
Supernova de tipo Ia y remanente de supernova
Una supernova de tipo Ia es la explosión termonuclear completa de una enana blanca de carbono y oxígeno cuando su masa alcanza el límite de Chandrasekhar (≈ 1,4 M☉). Existen dos canales bien establecidos: el "canal único" (acreción desde una compañera no degenerada) y el "canal doble" (fusión de dos enanas blancas). En ambos casos la fusión rápida libera ≈ 10⁴⁴ J y destruye la estrella por completo —sin dejar remanente compacto— a velocidades de ≈ 10 000 km/s. Su importancia cosmológica es enorme: la relación de Phillips entre luminosidad pico y ritmo de declive las convierte en candelas estándar con magnitud absoluta máxima de −19,3 ± 0,3, precisión del 10 %. Fueron los marcadores de distancia que revelaron la aceleración cósmica y la energía oscura en 1998.
El material eyectado no desaparece: forma un remanente de supernova (SNR) que barre el medio interestelar durante decenas de miles de años. Los SNR atraviesan cuatro fases: expansión libre (≈ 200 años), Sedov-Taylor adiabática (≈ 10⁴ años), radiativa y disipación final. Son fuentes de rayos cósmicos galácticos y emisores brillantes en radio, rayos X y óptico. La nebulosa del Cangrejo (M1, explosión de 1054), Casiopea A (≈ 1680) y SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes son los más estudiados.
Radio de Schwarzschild
El radio de Schwarzschild es el radio crítico al que habría que comprimir una masa M para que su velocidad de escape iguale la velocidad de la luz. Karl Schwarzschild derivó la fórmula r_s = 2GM/c² en 1916, semanas después de la publicación de la relatividad general. Por debajo de esa frontera —el horizonte de sucesos— ni la luz puede escapar. La relación es lineal con la masa: un Sol comprimido a r_s mediría 2,95 km; la Tierra, menos de un centímetro; el agujero supermasivo Sagittarius A* en el centro galáctico abarca una región del tamaño de la órbita de Mercurio; el gigante M87* supera la órbita de Urano. Paradójicamente, la densidad media en el horizonte disminuye al aumentar la masa, de modo que en los SMBH más grandes esa densidad es inferior a la del agua.
Radiación de bremsstrahlung y emisión sincrotrón
Los plasmas y partículas relativistas dan lugar a dos mecanismos de emisión no térmica fundamentales en astrofísica de alta energía. La radiación de bremsstrahlung (alemán para "radiación de frenado") ocurre cuando un electrón es deflectado por la atracción coulombiana de un ion: la aceleración hace que emita un fotón cuya energía depende del cambio de velocidad. En plasmas calientes (10⁷–10⁸ K), como el gas intracúmulo de galaxias, el bremsstrahlung térmico produce emisión intensa en rayos X de 1–10 keV, observable con Chandra y XMM-Newton. Su espectro sigue la forma exp(−hν/k_BT) × ν⁰.
La emisión sincrotrón procede de electrones relativistas en espiral alrededor de líneas de campo magnético. Produce un espectro de ley de potencia (F_ν ∝ ν^(−α)) con alta polarización lineal —hasta el 75 % en teoría— que permite identificar la fuente sin ver directamente las partículas. Es la firma de los remanentes de supernova, los lóbulos gigantes de radiogalaxias, los chorros de blázares y los púlsares. La nebulosa del Cangrejo emite sincrotrón desde radio hasta rayos gamma de TeV.
Sistema estelar múltiple
Un sistema estelar múltiple consta de tres o más estrellas ligadas gravitatoriamente. Las configuraciones no jerárquicas son intrínsecamente inestables: en pocas órbitas el problema de los n cuerpos disgrega el sistema. Los sistemas estables tienen siempre arquitectura jerárquica, con pares cercanos en órbita conjunta a un componente lejano que puede ser a su vez otra binaria. Las cuádruples se organizan como pares de binarias; las séxtuples, como tres pares jerárquicos. La condición empírica de estabilidad exige que el semieje del par externo supere en más de cinco veces el del par interno.
α Centauri es el ejemplo más cercano: la binaria A-B (período de 80 años, estrellas similares al Sol) más la enana M Próxima Centauri en una órbita de ≈ 550 000 años. Próxima alberga el exoplaneta confirmado más cercano a la Tierra, Próxima b. Castor (α Geminorum) es séxtuple, con tres pares espectroscópicos en jerarquía. La presencia de sistemas múltiples es relevante para la evolución de cuásares y SNR de tipo Ia: muchos canales dobles de Ia implican pares de enanas blancas en binarias que fueron, antes, sistemas múltiples.