^{INTRODUCCIóN}

  ^{�Cada día la realidad del universo que las observaciones dejan de manifiesto, acercan casi inexorablemente a lo que se ha especulando desde la teoría . Los astrónomos frecuentemente han venido señalando que el universo hierve en medio de fuerzas extraordinariamente violentas. La física convencional resulta decepcionantemente débil como para explicar satisfactoriamente los estallidos de radiaciones detectados proviniendo desde el centro de la Vía Láctea, o los quásares que con virulencia arden en los confines del cosmos. Cada día se acrecienta más el convencimiento de la idea que se extrae de la teoría de que el candidato más probable para producir esos inmensos fenómenos energéticos sería materia girando en espiral alrededor de una singularidad supermasiva. Aquí, cuando nos estamos refiriendo a una singularidad, estamos señalando a una masa con volumen nulo pero de un inmenso poder gravitatorio que popularmente se le llama agujero negro.}

^{Los agujeros negros -- que no son tan negros-- son una predicción derivada de la teoría de la relatividad general de Einstein, la teoría moderna de la gravedad.}

^{Hay una precisa descripción de las propiedades de los agujeros negros en la teoría de la relatividad general de Einstein, que especifica una curvatura del espacio relacionada con los campos gravitatorios.}

^{� Supongamos que lanzamos un haz de luz a través del espacio vacío para determinar la geometría de éste. En un espacio plano normal el haz seguiría una trayectoria recta, y si lanzamos simultáneamente dos en forma paralela sobre el mismo tipo de espacio los haces jamás se encontrarían. Pero si podemos medir acuciosamente los haces podemos darnos cuenta que éstos no se desplazan siguiendo líneas estrictamente rectas sino líneas suavemente curvas, lo que nos permite deducir que la característica curva del recorrido de los haces se debe a la curvatura intrínseca del espacio. Este fenómeno es igual al que se genera en la trayectoria de un avión que se desplaza entre dos ciudades alejadas del globo terráqueo, ya que la nave sigue una ruta curva debido a la curvatura de la superficie del planeta. Ahora bien, si lanzamos una multiplicidad de haces de luz en varias direcciones, podemos determinar la curvatura de un espacio tridimensional. Ello se asemeja a cuando hacemos rotar una bolita sobre la superficie de un globo. Examinando las trayectorias que toma la bolita, podemos determinar la geometría de la superficie. Utilizando luz procedente de estrellas lejanas, o radar procedente de la Tierra (viaja igual que un rayo de luz), se demuestra que el espacio real no es plano cuando éste se encuentra cerca de objetos masivos como el Sol. La idea medular de la relatividad es que la curvatura del espacio y su influencia en el movimiento de las partículas de rayos de luz es equivalente a la gravedad. La fuerte gravedad del Sol produce una pero medible en el}

^{Recorrido de un rayo de luz.}

^{Modelo simplificado que ilustra la afirmación de Einstein de que la luz sigue un camino curvado cuando pasa cerca de un objeto masivo diferirá de su posición real en una magnitud predecible.}

  ^{Si una estrella con la masa del Sol se transformara en una esfera de 3 kilómetros de radio la gravedad y la curvatura del espacio en las proximidades de ese Sol compactado serían inmensas. Si se lanzase un rayo de luz para que alcanzase este objeto los fotones serían atrapados por un campo gravitatorio intensivo con una velocidad de escape que igualaría a la velocidad de la luz. La órbita del rayo de luz sería en concreto una espiral que iría a desembocar en el objeto. La luz, virtualmente, sería atrapada y como no puede salir de él, dicho objeto "parece" un agujero negro en el espacio.}

^{Si el Sol se pudiera convertir en un agujero negro de la misma masa, la única cosa que sucedería sería un cambio de la temperatura de la Tierra. La frontera de un agujero negro no es una superficie de material real, sino una simple frontera matemática de la que no escapa nada, ni la luz que atraviese sus límites, se llama el horizonte de sucesos ; cualquier fenómeno que ocurra pasada esa frontera jamás podrá verse fuera de ella. El horizonte de suceso es unidireccional: se puede entrar, pero jamás salir.}

  ^{Podemos sintetizar que un agujero negro es una región del espacio ocupada por una muy densa masa en que la atracción de la gravedad es tan fuerte que nada puede escapar. Es un agujero en el sentido de que los objetos pueden caer en su interior, pero no salir de él. Es negro en el sentido de que ni siquiera la luz pude escapar de sus "fauces". En otras palabras, un agujero negro puede ser descrito como un objeto en el que la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz.}

^{Teóricamente se han definido tres tamaños para los agujeros negros: pequeños (mini), medianos y grandes (supermasivos). No se cuentan con evidencias observacionales que indiquen sospechas sobre la posible existencia de algún pequeño agujeros negro cohabitando por ahí, en el espacio. Sin embargo, se cuentan con muchos tipos de evidencias de que los agujeros negros de tamaño mediano se forman desde los despojos que se generan después de la astroparoxística de una estrella masiva al final de su vida.}

  ^{En teoría, deben existir un número enorme de agujeros negros. En el tiempo de vida que ya tiene el universo, un número significativo de estrella deben de haber recorrido su natural proceso evolutivo estelar hacia ese particular destino. Se considera probable que el número de agujeros negros que se encontrarían cohabitando en la Vía Láctea sería superior al de las estrellas visibles, y que su existencia podría explicar la velocidad de rotación de la galaxia, la cual no puede justificarse con la sola presencia de las masas de las estrellas visibles. Es muy posible que los agujeros negros formados a partir del colapso de estrellas masivas no comporten el número mayoritario de estos prodigios de gravedad.}

 ^{SINGULARIDADES}

  ^{Aquí, cuando nos estamos refiriendo a una singularidad, estamos pensando en una masa con volumen nulo rodeada de una frontera gravitacional llamada horizonte de sucesos, de la cual nada puede escapar. Para que exista un agujero negro, en alguna parte debe haber una singularidad y, para que ello ocurra, debe estar delimitada en su exterior por un horizonte de sucesos, lo que implica en esencia, que no se puede observar desde el exterior la singularidad misma. Específicamente, significa}

 ^{que haya alguna región incapaz de enviar señales al infinito exterior. La frontera de esa región es la que hemos llamado como horizonte de sucesos.}

  ^{El astrónomo y físico teórico alemán, Karl Schwarzschild, poco antes de su muerte, en mayo de 1916, publicó, en sus trabajos titulado "Acerca del campo gravitatorio de una masa puntual en el marco de la teoría de Einstein", la ecuación que da el tamaño de este horizonte de sucesos para cualquier cuerpo celeste, una magnitud conocida desde entonces como el radio de Schwarzschild:}

 ^{donde M es la masa del agujero negro, G es la constante gravitacional de Newton, y c2 es la velocidad de la luz. Así, el radio de Schwarzschild del Sol es de tres kilómetros, mientras el de la Tierra es de apenas un centímetro: si un cuerpo con la masa de la Tierra se comprimiera hasta el extremo de convertirse en una singularidad, la esfera (también puede tener otra forma) formada por su horizonte de sucesos tendría el modesto tamaño de una de las bolitas que usan los niños en sus juegos. Por otro lado, una estrella de unas 10M, el radio de Schwarzschild es de unos treinta kilómetros. Por otra parte, los acontecimientos que ocurren fuera del horizonte de sucesos en un agujero negro, tienen un comportamiento como cualquier otro objeto cósmico de acuerdo a la masa que presente, por ejemplo, si el Sol se transformara en un agujero negro la Tierra seguiría con los mismos patrones orbitales actuales.}

^{� Ahora bien, y en función de la fórmula anteriormente descrita, el horizonte de sucesos se incrementa en la medida que crece la masa del agujero. Existen evidencias observacionales que invitan a pensar que en muchos centros de galaxias se han formado ya agujeros negros supermasivos que han acumulado tanta masa (adsorciones de materia interestelar y estrellas) que su tamaño másico estaría bordeando sobre el millón de M, pero su radio, el radio de Schwarzschild, no supera las 20 UA, mucho menor que nuestro sistema solar. Ello significa, para aclarar algunas especulaciones de ficción, que no existirían posibilidades de que un agujero negro pueda engullirse el universo completo.}

  ^{Hemos afirmado que las singularidades se encuentran rodeadas por un horizonte de sucesos, pero para un observador, en esencia, no puede ver las singularidades mismas desde el exterior. Específicamente, implica que hay alguna región incapaz de enviar señales al infinito exterior. La frontera de esta región es el horizonte de sucesos, en la cual tras ella se encuentra atrapado el pasado y el infinito nulo futuro.}

^{Estar cerca de una singularidad, aunque corresponda a un agujero negro pequeño (como el que se forma al colapsar una estrella) de unos pocos kilómetros de diámetro , teóricamente es bastante, pero bastante problemático. Las fuerzas de marea gravitatoria son, en las proximidades del agujero, enormes, y el aumento de la fuerza gravitatoria, incluso en una distancia de unos cuantos centímetros, es bastante intensa. Si un agujero negro pasa a través de una nube de materia interestelar, o se encuentra cerca de una estrella normal la fuerza gravitatoria de éste atrae materia hacia su interior. Como la materia cae o es tirada hacia el agujero negro, desarrolla energía cinética que al calentarse por las fuerzas de mareas gravitatorias ioniza los átomos que están siendo atrapados, y éstos cuando alcanzan algunos cuantos millones de grados Kelvin, emiten rayos X. Estos rayos X son remitidos hacia el espacio exterior antes que la materia traspase la frontera del horizonte de sucesos y sea engullida por la singularidad que es un agujero negro. Observando la emisiones de rayos X es uno de los medios para rastrear el cosmos tras la caza de un agujero negro.}

 ^{LA ESTRUCTURA DE LO INVISIBLE}

  ^{Por definición todos los agujeros negros poseen masa. En su forma más simple, conocida como agujero negro de Schwarzschild ( en honor al astrónomo alemán Karl Schwarzschild), la masa es la única propiedad de dicho objeto, y toda ella se encuentra concentrada en un único punto de densidad infinita denominado singularidad. Pero para un agujero negro de origen estelar, de las características que distinguen a una estrella -masa, luminosidad, color, composición química, rotación y carga eléctrica- aparte de la masa, éstos retienen las propiedades de rotación y carga eléctrica. Para otros agujeros negros con distinto origen se han desarrollado otros modelos de estructura con distintas combinaciones de las tres propiedades. Una definición simple y general para describir la estructura de un agujero negro es aquella a la cual se le asignan tres propiedades: masa, momento angular y carga eléctrica.}

  ^{�Debido a la manera en la que los agujeros negros se forman, en el universo real uno de estos objetos con carga eléctrica neta es un fenómeno bastante improbable, ya que masas muy masivas con un exceso de carga positiva o negativa, rápidamente se neutralizaría con la atracción de la carga opuesta. La forma de la materia en un agujero negro no se conoce, en parte porque está oculta para el observador externo, y en parte porque, en teoría, la materia continuaría su proceso colapsante hasta llegar a tener un radio cero, un punto en que matemáticamente se le conoce como singularidad de densidad infinita, algo con lo que no tenemos experiencia aquí en la Tierra.}

^{En la figura ilustrada de arriba se intenta mostrar el agujero negro de Roy Kerr, neozelandés, científico de la Universidad de Texas, quién, en 1963, halló una solución matemática exacta a la ecuación de Einstein que describía un agujero negro en rotación. Este notable hallazgo trascendía la anterior solución de Schwarzschild que ya hemos enunciado, que describía sólo masas que no se hallaban en estado de rotación. Los trabajos matemáticos de Kerr pudieron demostrar que era imposible que escapara energía de un agujero negro en rotación. Al salir energía, la rotación disminuye. Se trata de un agujero negro que tiene tanta masa como rotación. La física que se deriva del movimiento de rotación del agujero alrededor de un eje, da lugar a una singularidad que no se concentra en un punto como en el modelo de Schwarzschild, sino que toma la forma de un anillo. Además, en su movimiento de rotación, el agujero negro arrastra el espaciotiempo consigo, en un fenómeno conocido como arrastre del sistema de referencia. Las regiones que rodean a esta singularidad anular se dividen en dominios de diferentes características. Las regiones más externas, conocidas como las esferas fotónicas e interiores, son zonas donde la luz, incidiendo con el ángulo adecuado, pasa a describir una órbita en torno al agujero negro. En la región denominada ergoesfera, cuya frontera exterior recibe el nombre de límite estático, ningún objeto puede permanecer en reposo ya que, tal como dicta el fenómeno del arrastre del sistema de referencia, el propio espaciotiempo se encuentra en movimiento entorno a la singularidad. En el interior de la ergoesfera es todavía posible, al menos teóricamente, escapar de la atracción gravitatoria del agujero negro, pero una vez que un objeto atraviesa la frontera que delimita el horizonte de sucesos, toda posibilidad de evasión queda coartada, incluso el escape de la luz.}

^{Hawking, estudiando la termodinámica de los agujeros negros, en sus cálculos llegó a la conclusión que la temperatura de estos agujeros era inversamente proporcional a su radio, considerando para ello el hecho de que todo objeto con temperatura ha de irradiar, tal como se observa en el carbón encendido que emite luz roja. Pero toda la estructura conceptual del agujero negro se sostiene en el hecho de que nada puede escapar de él, ni siquiera la radiación. Se plantea, pues, una paradoja: ¿Cómo podían irradiar los agujeros negros? Hawking lo resolvió en 1974, descubriendo los medios por los cuales los agujeros negros irradian una cantidad precisa determinada por una temperatura directamente proporcional a su gravedad superficial e inversamente proporcional a su masa, o sea, igual como lo hacen cualquier objeto con un cuerpo cálido . La síntesis de la argumentación dada por Hawking para sostener lo anterior puede describirse de la siguiente manera: Reafirma que toda la radiación situada dentro del horizonte de sucesos (la superficie del agujero) no puede escapar, no obstante lo que queda inmediatamente fuera del límite, sí puede hacerlo. Hawking señala que el potente campo gravitatorio que limita con la superficie del agujero puede crear espontáneamente una partícula y su correspondiente antipartícula.}

  ^{Finalmente, señalemos que la radiación que se calcula para grandes agujeros negros que pueden formarse desde estrellas colapsadas es prácticamente insignificante. Pero los mini agujeros negros deberían ser muy "calientes", e irradian su masa rápidamente, en un espectacular estallido de radiación de Hawking. Mini agujeros negros que pudieron formarse cuando el Big Bang podrían estar ahora estallando por ahí, pero no ha sido posible lograr ubicarlos. Quizás hoy solamente existan agujeros negros grandes y supermasivos y los muy pequeños ya hayan desaparecido sin dejar huellas apreciables, salvo la posible emisión, desde lugares relativamente cercanos de donde se hallaba, de intensas radiaciones de rayos gamma con una energía de unos 100 millones de eV. Lo último se debe a que se estima que, a medida que un agujero negro emite partículas, va disminuyendo su masa y tamaño constantemente. Esto facilita el escape de más partículas y así la emisión proseguirá a un ritmo siempre creciente hasta que el agujero negro acabe por esfumarse. En el largo plazo, cada agujero negro que esté cohabitando en el universo se extinguirá de ese modo. Pero en lo que se refiere a agujeros negros medianos, el tiempo será desde luego muy largo: uno que tenga la masa del Sol durará aproximadamente unos 1066 años. Por otro lado, los agujeros negros supermasivos también terminarían desapareciendo debido a las mismas causales que se han descrito para los otros tamaños de agujeros, pero el tiempo de vida que podrían tener es, prácticamente, inconmensurable.}

 ^{LOS AGUJEROS NEGROS Y EL ESPACIOTIEMPO}

  ^{En la superficie de cualquier estrella, la luz posee normalmente la energía suficiente para liberarse de la atracción gravitacional que genera el astro estelar. Pero en el caso de una estrella masiva que se colapsa para convertirse en un agujero negro, la inmensa densidad que adquiere curva las líneas del espaciotiempo de tal forma que incluso la luz queda atrapada.}

  ^{Para imaginarnos lo anterior y entender el concepto, aunque se trate de un ejemplo bastante recurrido, usemos la idea en la cual suponemos que disparamos verticalmente una bala de cañón desde la superficie de la Tierra. A medida que se eleve, disminuirá su velocidad por efecto de la gravedad. Acabará por interrumpir su ascensión y retornará a la superficie. Pero si supera una cierta velocidad crítica, jamás dejará de ascender y continuará alejándose del planeta. Esta velocidad crítica recibe el nombre de velocidad de escape que para la Tierra es de unos 11, 2 kilómetros por segundo y la calculada para el Sol es de unos 160 kilómetros por segundo. Ambas velocidades son muy superiores a la que puede desarrollar una bala de cañón pero muy inferiores a la velocidad de la luz que es igual a c = 3,00 x 1010 cm.s-1 (299.792 km . s). Lo anterior significa, que los efectos de la gravedad sobre la luz son marcadamente mediatizados, dado que la luz puede escapar sin dificultades de la Tierra o del Sol. Pero si se da el caso de una estrella con una masa sustancialmente mayor que el Sol y un tamaño suficientemente reducido, la gravedad de ésta hace que se incremente la velocidad de escape más allá de los 299.792 km. s, lo que implica que la luz queda atrapada. No conseguiríamos ver semejante estrella porque no nos llegaría la luz de su superficie; quedaría retenida por el campo gravitatorio del astro. Sin embargo, podremos detectar la presencia de la estrella por el efecto que su campo gravitatorio ejerza sobre la materia que se encuentra en los lugares cercanos de su entorno.}

^{� La luz que va a parar a un agujero negro no desaparece de repente tras incidir en su horizonte de sucesos. Previamente trata de recorrer caminos de salida iguales que estrechos conos formados por la acción de la gravedad que se da en los entornos de un objeto super masivo. Debido a la curvatura del espaciotiempo, aquellos rayos de luz que describen trayectorias casi paralelas a la superficie del horizonte de sucesos se van doblando con intensidad hacia el interior, permitiendo que un número importante de fotones sean cazados por las "fauces" del agujero negro; mientras tanto fotones que se mueven en forma perpendicular e inmediatamente encima del horizonte de sucesos escapan. Todo lo que se enfrenta a la gravedad, incluso la luz pierde energía, experimentado un corrimiento hacia mayores longitudes de onda, tomando colores más enrojecidos. La trayectoria de escape de esta luz se distorsiona por el arrastre del espaciotiempo ocasionado por la rotación del agujero negro. Los estrechos conos de luz que logran zafarse se doblan inexorablemente en dirección al ecuador del agujero negro, describiendo una órbita en espiral en el interior de la ergoesfera para después escapar.}

^{El tiempo también es afectado en los agujeros negros; éste experimenta deformaciones extrañas. Un observador, siempre que no se desintegre, que cayese en las fauces de uno de estos Agujeros Negros podría observar cómo a su alrededor el tiempo se aminora, pero claro, que la historia no la podrá contar a sus amigos y colegas del exterior. El observador que contemplase desde el exterior la caída del desdichado amigo en el agujero le vería tardar muchísimo en cruzar el horizonte de sucesos.}

^{Dentro de las fenomenales características para los agujeros negros que se han logrado deducir desde la teoría, sin duda alguna, la más inquietante es quizás los efectos que éstos generan sobre la materia y el tiempo, al menos desde el punto de vista de un observador que se encuentre a una distancia segura de sus horizontes de sucesos. Las leyes de la mecánica clásica que nos legó Newton establecen que un objeto sin distinción debe acelerarse hacia el agujero negro hasta desaparecer tras traspasar el horizonte de sucesos. De acuerdo con la teoría de la relatividad general de Einstein, sin embargo, las leyes clásicas de la física, que han sido elaboradas para explicarnos las visiones que percibimos sobre el comportamiento de la naturaleza, son tan sólo aproximaciones que deben mantenerse en suspenso, por lo menos en este caso.}

  ^{Un observado frente a la visión de un agujero negro puede ver, tal como es de esperar, como un objeto se empieza a mover aceleradamente hacia el agujero. No obstante, a medida que su velocidad se aproxima a la de la luz, los llamado efectos relativistas empiezan a reconocerse. En vez de ir cada vez en forma más acelerada precipitando su caída, el objeto parece frenarse justo encima del horizonte de sucesos. Desde el punto de vista del observador exterior, el tiempo se detiene en el horizonte de sucesos y el objeto queda allí suspendido eternamente.}

  ^{Para ese observador exterior el objeto nunca llega a destino. Sin embargo, si otro hipotético observador acompaña en su viaje al objeto en cuestión, la percepción que éste recibe es totalmente distinta. Ello es debido a que ese observador comparte con el objeto su mismo sistema de referencia, el tiempo transcurre normalmente para él, y el objeto se acelera de acuerdo con las leyes de Newton.}

^{Sin embargo, a medida que las distancias hacia el horizonte de sucesos se estrechan, el espaciotiempo se ve fuertemente deformado por la acción de la creciente gravedad del agujero negro. Inmerso en lo que implica ese entramado, el poco feliz objeto se estira desde el extremo delantero hacia el trasero y se comprime por ambos lados. Mucho antes de que alcance el horizonte de sucesos, el objeto se desintegra en pedazos debido a las poderosas fuerzas de marea que emanan de las fauces del agujero negro.}

^{LA BúSQUEDA DE AGUJEROS NEGROS}

^{Un objeto cósmico que, por un lado, su cuerpo está constituido por materiales no reproducibles dentro del ámbito de la escala humana y, por otro, no radian luminosidad por que la luz está atrapada, ver un agujero negro en el espacio es, por sí solo difícil, si no imposible. Así, aunque sea imposible ver a un agujero negro, hoy su presencia puede detectarse en base a evidencias indirectas: los espirales arremolinados que forman cuando se encuentran absorbiendo polvo, gases y materia ubicados en lugares vecinos, que al pasar ese límite de no retorno que es el horizonte de sucesos caen dentro de la sombría fauce atrapadora.}

^{Pero, aparte de la detección visual de ese mecanismo unidimensional que se puede lograr cuando éste se encuentra "trabajando a plena capacidad instalada", existen actualmente otros medios que pueden llegar a delatar la posible presencia de un agujero negro en el espacio, como es el caso del rastreo de violentas explosiones de rayos X y gamma que han podido ser localizada en los monitoreos que realizan satélites equipados para tales efectos.}

^{Las fuentes de rayos X provenientes de sistemas de estrellas binarias son buenos candidatos para la búsqueda de agujeros negros. La estrella compañera viene a ser , en este caso, un buen instrumento de insuflación de materia para un agujero negro. Por otro lado, si se logra conocer la masa de la estrella compañera es factible calcular el tamaño del candidato a agujero negro. Encontrada la masa de la estrella, puede determinarse si el candidato es una estrella de neutrones o un agujero negro. Otra señal de la presencia de un agujero negro es la variabilidad aleatoria en la emisión de rayos X. El proceso de absorción de materiales que realiza un agujero negro es sin periodicidad y con volúmenes de masa disímil, lo que ocasiona variaciones notables en la intensidad de los rayos X que se producen ahí. Pero además, si la fuente de radiación se encuentra en un sistema binario, la captación de rayos sufrirá interrupciones periódicas producidas por la eclipsación de la fuente por la estrella compañera. Todas estas consideraciones que hemos descrito son las que, actualmente, se toman en cuenta para buscar agujeros negros en el espacio.}

^{La imagen de la izquierda es una concepción artística (no a escala) de un sistema binario, compuesto de un agujero negro (figura con discos) y de una estrella de neutrones. Como nada, ni siquiera la luz, puede escapar fuera de las fronteras del horizonte de sucesos, en la figura correspondiente es representado con colores oscuros. La estrella de neutrones, por otra parte, no tiene horizonte de sucesos, en consecuencia, es representada con colores brillantes. Estos sistemas binarios, normalmente, se han podido distinguir a grandes distancias desde la Tierra y parecen como un pequeño punto cuando son observados por los telescopios más potentes. No obstante lo anterior, los telescopios de rayos X que se encuentran en órbitas alrededor de la Tierra pueden distinguir más nítidamente a las estrellas de neutrones que a su compañero en una formación estelar binaria.}

^{La atracción gravitatoria que genera el agujero negro sobre la estrella de neutrones tira a la materia hacia el agujero en forma de espiral. Esta espiral, primero forma un disco, y posteriormente una corriente esférica que desciende hacia el objeto central. Cuando la materia consigue llegar hasta el centro desaparece silenciosamente cuando traspasa la frontera del horizonte de suceso, generando a su vez fuertes repercusiones en la superficie de la estrella de neutrones que se hacen sentir con mucha nitidez entre "crujidos y relinchos".}

^{Pero la búsqueda de candidatos a agujeros negros no sólo se realiza a través de el monitoreo de emisiones de rayos X y explosiones de rayos gamma, si no que también a través del uso de nuevas técnicas ópticas con tecnología de punta. Los nuevos instrumentos que se han instalado en el HST como la cámara infrarroja Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (CMOS) y el Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS), han permito a los astrónomos observar los fósiles de la evolución terminal de las estrellas penetrando en las paredes de las mortajas de polvo que envuelven las nubes moleculares que queda al final de la existencia de ellas. Se ha podido distinguir como esa nubes moleculares, al igual que el material que expulsan estrellas jóvenes masivas, son barridas por una gran fuerza de gravedad hacia un disco de circunvalación el que va depositando grandes flujos de materiales hacia un centro indistinguible visualmente.}