Una estrella oscura es un hipotético objeto astronómico que tiene tal masa que para ella la segunda velocidad cósmica es igual a la velocidad de la luz o la supera, pero a la vez descrita en el marco de la mecánica newtoniana . Cualquier radiación de la superficie de este objeto, debido a la magnitud de la segunda velocidad cósmica, es "atrapada", y por lo tanto este objeto es "oscuro", es decir, indistinguible en cualquier rango, en relación con el cual surgió el nombre. A diferencia de los agujeros negros , las estrellas oscuras se consideran bastante estables (no propensas al colapso gravitatorio )
La primera justificación teórica de la existencia de estrellas oscuras fue presentada por el sacerdote y astrónomo inglés John Michell en una carta a Henry Cavendish en 1783 (publicada por la Royal Society de Londres en 1784) [1] . Michell calculó que cuando la segunda velocidad cósmica en la superficie de una estrella es igual o mayor que la velocidad de la luz, la luz emitida por este cuerpo celeste quedará atrapada en una trampa gravitatoria, y tales estrellas se volverán inobservables.
La idea de Michell para calcular el número de tales estrellas "invisibles" anticipó el trabajo de los astrónomos del siglo XX: sugirió que en un cierto número de estrellas binarias, uno de los componentes podría ser simplemente una "estrella oscura", y conociendo la masa de estrellas binarias, es posible calcular la ubicación de componentes invisibles. Esto proporcionaría una base estadística para calcular la cantidad de otros tipos de materia estelar invisible que pueden estar presentes en los sistemas estelares.
Michell también sugirió que los futuros astrónomos podrían determinar la fuerza de la gravedad en la superficie de una estrella rastreando cuánto se desplaza la luz de la estrella hacia el final del espectro , anticipando las consideraciones de cambio gravitacional de 1911 de A. Einstein . Al mismo tiempo, las predicciones de Michell con respecto a la dirección del cambio espectral fueron erróneas (se refirió al trabajo de I. Newton , quien creía que las partículas más masivas están asociadas con longitudes de onda más largas).
En 1796, el matemático y astrónomo francés Pierre-Simon Laplace , independientemente de Michell, expresó la misma idea sobre las estrellas oscuras en su obra Exposición del Sistema del Mundo. Sin embargo, la idea de estrellas oscuras fue eliminada de ediciones posteriores del libro; aparentemente en relación con el desarrollo de la teoría ondulatoria de la luz , según la cual la luz se consideraba una onda sin masa y, por lo tanto, independiente de la fuerza de la gravedad .
Para las estrellas oscuras, como para los agujeros negros , la segunda velocidad cósmica es igual o mayor que la velocidad de la luz, y el radio crítico es R ≤ 2M. Sin embargo, una estrella oscura es capaz de emitir radiación indirecta: la radiación externa y las partículas cósmicas pueden alcanzar la superficie crítica r = 2M e interactuar con otras partículas más allá o recibir aceleración de un encuentro aleatorio con otros objetos. Una estrella oscura forma así una atmósfera enrarecida de "partículas visitantes" a su alrededor, y este halo fantasmal puede emitir luz, aunque sea débil.
Los agujeros negros, según los conceptos modernos, son capaces de emitir radiación de un tipo diferente a las estrellas oscuras: la radiación de Hawking , predicha en 1974 [2] . La radiación indirecta emitida por una estrella oscura depende de su composición y estructura; La radiación de Hawking, según el teorema del no-hair , depende únicamente de la masa del agujero negro, su carga y el momento angular [3] , aunque la paradoja de la información pone en duda esto.
El aparato de la mecánica newtoniana describe la magnitud de la desviación gravitacional de la luz ( Newton , Cavendish , Soldner ), mientras que la relatividad general predice que esta magnitud es el doble. La diferencia puede explicarse por la contribución adicional de la curvatura del espacio-tiempo en las teorías modernas: mientras que la gravedad newtoniana es análoga al componente del espacio-tiempo del tensor de curvatura de la relatividad general, el tensor de curvatura también contiene componentes puramente espaciales, y ambas formas de curvatura contribuyen a la desviación total.