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Agujero negro

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Relatividad general
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En astronomía, un agujero negro es un astro u objeto celeste con una densidad tal que su fuerza gravitatoria es tan fuerte que la velocidad de escapament es superior a la velocidad de la luz. Por lo tanto, nada que se encuentre dentro de su horizonte de acontecimientos puede escapar, excepto a través del efecto túnel cuántico (radiación de Hawking). El término "agujero negro" no se tiene que entender como un "agujero" en el sentido usual del término sino como una región del espacio de la cual nada puede escapar, ni siquiera la luz . Por este motivo se los denomina "negros".

En el centro de un agujero negro, según predice la relatividad general, hay siempre una singularidad, un punto infinitamente pequeño de densidad y gravedad infinitas que llega a un volumen nulo y a un radio cero. Estos "infinitos" y "ceros" el que realmente demuestran es que la relatividad general no es adecuada para describirlos, y que probablemente se necesita una teoría cuántica de la gravedad.

El horizonte de acontecimientos es la superficie que marca el límite desde el cual ya no nada puede escapar y donde la luz órbita el agujero, después hay el límite estático, por el interior del cual ya sólo hay un camino, el que marca la gravedad. El ergosfera es la parte que queda por fuera del horizonte de acontecimientos, de la cual, en teoría, todavía se puede escapar. La materia que cae a un agujero negro usualmente forma un disco de acreción.

Mesa de contenidos

Historia

Vista simulada de un agujero negro ante la Vía Lácteas. El agujero tiene 10 masas solares y se encuentra a una distancia de 600 km.[1]
Simulación de una lente gravitacional de un agujero negro que distorciona la observación de una galaxia en el trasfondo

La idea de un cuerpo tan masivo del que ni siquiera la luz puede escapar fue expuesta por primera vez por el geólogo John Michell en una carta escrita a Henry Cavendish el 1783 de Royal Society (denominado estrella oscura o negra):

« Si el semidiàmetre de una esfera de la misma densidad del Solo superara la medida en 500 veces, un cuerpo que cayera desde una altura infinita hacia el cuerpo habría adquirido a su superficie más velocidad que la luz, y en secuencia, si suponemos que la luz es atraída por la misma fuerza en proporción a su visinertiae , por otras cosos, toda la luz emitida por un cuerpo como este giraría cola debido a su propia gravedad.  »

—John Michell[2]

El 1796 el matemático Pierre-Simon Laplace promovió la misma idea en la primera y segunda edición de su libro Exposition lleva système lleva Monde (pero fue extraído de las següentse ediciones).[3][4] Este tipo de "estrellas negras" fueron largamente ignoradas en el siglo siglo XIX, tiempo en que se pensaba que la luz era una ola absolutamente ausente de demasiada y por lo tanto no influida por la gravedad. A diferencia del concepto moderno de agujero negro el objeto que hay detrás el horizonte se asumía que era estable contra el colapso.

El 1915, Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad, demostrando que la gravedad influencia el movimiento de la luz. Unos pocos meses después, Karl Schwarzschild propuso la solution para el campo gravitatorio de una demasiada puntual y una de esférica,[5] mostrando que un agujero negro podría teóricamente existir. El radio de Schwarzschild es conocido para ser el radio del horizonte de acontecimientos de un agujero negro sin rotación, pero no fue muy entendido por aquellos tiempos, y de hecho el mismo Schwarzschild pensó que no era físico. Johannes Droste, un estudiante de Hendrik Lorentz, propuso independientemente la misma solución para el punto de demasiado, unos pocos meses meses después de Schwarzschild y escribió sus propiedades con más extensión.

El 1930, el astrofísico Subrahmanyan Chandrasekhar calculó usando la relatividad general que un cuerpo que no eructara de 1,44 masas solares (el límite de Chandrasekhar) colapsaría. Sus argumentos eran discutidos por Arthur Eddington, quienes creía que algo pararía inevitablemente el colapso. El pensamiento de Eddington era parcialmente correcto: una enana blanca ligeramente más masiva del límite de Chandrasekhar colapsaría en una estrella de neutrones. Pero el 1939, Robert Oppenheimer y otros predijeron que estrellas por encima de aproximadamente tres masas solares (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) colapsarían en agujeros negros por las razones presentadas por Chandrasekhar.[6]

Oppenheimer y sus coautors usaron el sistema de coordenadas de Schwarzschild (las únicas coordenadas disponibles el 1939), que produjo singularidades matemáticas en el radio de Schwarzschild, en otras palabras, algunos de los términos de la ecuación acontecen infinitos en el radio de Schwartschild. Esto fue interpretado como indicador de que el radio de Schwarzschild era el límite de una burbuja en la que se paraba el tiempo. Este es un punto de vista válido para observadores externos, pero no para observadores que se precipiten.

Debido a esta propiedad las estrellas colapsadas fueron brevemente conocidas como "estrellas congeladas", puesto que un observador externo vería la superficie de la estrella congelada en el tiempo en el momento en que su colapso se da adentro del radio de Schwarzschild. Esta es una propiedad conocida de los agujeros negros modernos, pero hay que remarcar que la luz de la superficie de la estrella congelada se desplaza hacia el rojo mucho prisa, aconteciendo en agujero negro negro con mucha celeridad. Muchos científicos no podían aceptar la idea del tiempo plantado todavía en el radio de Schwarzschild y hubo poco interés en la materia durante más de veinte años.

El 1958, David Finkelstein introdujo el concepto de horizonte de esdevniments para presentar las coordenadas Eddington-Finkelstein, que permitían mostrar que "La superficie de Schwarzschild r = 2 m no es una singularidad, sino que actúa como una perfecta membrana unidireccional: las diferencias causales la pueden cruzar en sólo una dirección".[7] Esto no contradice estrictamente los resultados de Oppenheimer, pero los extendió en su punto de vista de los observadores que se precipitaran. Todas las teorías hasta aquel momento, incluyendo la de Finkelstein, sólo cubrían los agujeros negros no rotatorios.

El 1963, Roy Kerr encontró la solución exacta para un agujero negro rotatorio. La singularidad rotatoria de esta solución era un anillo, y no un punto. Poco tiempo después Roger Penrose fue capaz de demostrar que las singularidades se producían en el interior del agujero negro.

El 1967, los astrónomos descubrieron los púlsars,[8] [9] y en pocos años se pudo demostrar que los púlsars conocidos eran estrellas de neutrones eructando muy rápidamente. Hasta entonces, las estrellas de neutrones habían sido relegadas como curiosidades teóricas. Así, su descubrimiento despertó el interés en todo tipo de objetos ultradensos que pueden ser formados por colapso gravitatorio.

El físico John Wheeler está anchamente creditat por haber sido el encunyador del término agujero negro el 1967 con la lectura de Our Universe: the Known and Unknown (Nuestro Universo: el Conocido y el Desconocido), como una alterlativa al más rebuscat "estrella completamente colapsada gravitatoriamente." Aun así, Wheeler insiste en qué alguien otro la conferencia había usado el término y que él simplemente lo había adoptado como una útil palabra corta. El término también fue citado el 1964 en una carta de Anne Ewing a AAAS:

« De acuerdo con la teoría de la relatividad general de Einstein, de forma que vaya siendo demasiado añadida a una estrella degenerada, tendrá lugar un colapso repentino y el campo gravitatorio intenso de la estrella se cerrará en si mismo. Una estrella como esta forma un "agujero negro" al universo.  »

—Ann Ewing, letter tono AAAS[10]

Tipo de agujeros negros

Según el origen

Adimensionals/Unidimensionales

Formación y evolución

Debido a la exótica natura de los agujeros negros es natural preguntarse si este tipo de objetos podrían realmente existir o si son meras soluciones patológicas de las ecuaciones de Einstein. El mismo Einstein creía erróneamente que los agujeros negros no se podrían formar, puesto que creía que el momento angular de las partículas colapsándose estabilizaría su movimiento en algún radio.[11] Esto trajo a la comunidad de científicos que estudiaba la relatividad general a descartar todos los resultados que indicaban el contrario durante varios años.

Pero una minoría de relativistas continuaba creyendo que los agujeros negros eras objetos físicos,[12] y hacia el final de los años 60, habían persuadido a la mayoría de investigadores del campo de que no había obstáculo para la formación de un horizonte de acontecimientos.

Un golpe se forma un horizonte de acontecimientos, Roger Penrose probó que una singularidad se formará en algún punto interior. Más tarde, Stephen Hawking hace mostrar que muchas soluciones cosmológicas describiendo el Big bang tienen snigularitats, en ausencia de campos escalars u otros asuntos exóticos (veáis teoremas de la snigularitat Penrose-Hawking). La solución de Kerr, el teorema de la calvície y las leyes de la termodinámica de los agujeros negros mostraron que las propiedades físicas de los agujeros negros eran simples y comprensibles, convirtiéndolas en asuntos respetables de búsqueda.[13] El proceso de formación primario de los agujeros negros se espera que sea el colapso gravitatorio de objetos pesants como las estrellas, pero también hay procesos más exóticos que pueden conducir a la producción de agujeros negros.

Colapso gravitatorio

Artículo principal: Colapso gravitatorio

El colapso gravitatorio se da cuando la presión interna de un objeto es insuficiente para aguantar la propia gravedad. En los estrellas normalmente se da o bien por qué a una estrella le queda demasiado poco "combustible" para mantener su temperatura, o por qué una estrella que tendría que haber sido estable recibe una gran cantidad de materia extra de una manera que no eleva su temperatura. En cualquier caso, la temperatura de la estrella no es bastante potente como para evitar el colapso sobre su propio peso.

El colapso puede ser parado por la presión degenerada de los constituyentes de la estrella, condensando la materia en un estado exótico más denso. El resultado es uno de los varios tipos de estrellas compactas. El tipo de estrella compacta que se forma depende de la demasiada de la remanente - la demasiado expulsada después del colapso (cómo en una supernova o pulsaciones formadoras de una nebulosa planetaria) han excretado las capas externas. Estos pueden tener sustancialmente menos demasiado que las estrellas originales - los remanentes que sobrepasan las 5 masas solares son producidos por estrellas que tenían más de 20 masas solares antes del colapso.

Localización

Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias (entre ellas la Vía Lácteas) hay agujeros negros supermassius, aunque la mayoría son actualmente inactivos. Las galaxias con el núcleo activo como las galaxias de Seyfert, radiogalàxies o los Blazars, se cree que son galaxias con un agujero negro todavía activo en su núcleo. Las emisiones se producen debido a la materia del disco de acreción que se forma alrededor del horizonte de acontecimientos.

El descubrimiento de agujeros negros en cúmulos globulares es relativamente reciente, y era hasta entonces el grupo perdido entre los agujeros supermassius y los de medida estelar.

Detección

Debido a sus características físicas, los agujeros negros sólo se pueden detectar a través de la influencia que ejercen en su entorno. La mayoría de candidatos a agujero negro forman parte de sistemas binarios con una componente invisible (el agujero negro) o de núcleos de galaxias y cúmulos globulares. Estos últimos se detectan por la mayor velocidad que tienen las estrellas en sus proximidades y por las emisiones de rayos X que se producen por la caída de materia.

Hay que decir que hasta ahora no hay pruebas directas de la existencia de los agujeros negros, pero es compatible con las teorías actuales de la física, y la astrofísica, aunque algunos físicos que no están de acuerdo con su existencia.

Los agujeros negros provocan una extrema distorsión enel espacio-tiempo. Un agujero negro es completamente invisible, si no hay una estrella, planeta o satélite de demasiado considerable a su lado. El agujero negro empieza a absorber toda la materia que encuentra: luz, rocas y planetas que hay cerca suyo.

Conceptos relacionados

Agujero de gusano

Artículo principal: Agujero de gusano
Esquema de un agujero de gusano de Schwarzschild.

La relatividad general describe la posibilidad de configuraciones en las cuales dos agujeros negros están conectados entre sí. Esta configuración se suele denominar un agujero de gusano. Los agujeros de gusano han inspirado a menudo los autores ciencia-ficción, puesto que pueden ofrecer un medio para viajar rápidamente a través de largas distancias e incluso en el tiempo. A la práctica, configuraciones como estas parecen completamente inviables enla astrofísica, puesto que ningún proceso conocido parece permitir la formación de estos objetos.

Entropía y radiación de Hawking

Artículo principal: Radiación de Hawking

El 1971, Stephen Hawking mostró que la superficie total del horizonte de acontecimientos de cualquier colección clásica de los agujeros negro nunca puede disminuir, incluso si chocan entre sí o se fusionan. Esta ley es notablemente pareciendo a la Segunda Ley de la Termodinámica, donde el área tiene el papel de la entropía. Puesto que los agujeros negros son objetos de temperatura cero, se suponía los agujeros negros tenían entropía cero. Si este fuera el caso, se violaría la segunda ley de la termodinámica puesto que cuando la materia entrara en un agujero negro habría una disminución de la entropía total del universo. Por lo tanto, Jacob Bekenstein propuso que un agujero negro tiene que tener una entropía, y que tendría que ser proporcional en el área de su horizonte. Puesto que los agujeros negros clásicos no emiten radiación, el punto de vista termodinámico parecía una simple analogía, puesto que el cero de temperatura implica cambios infinitos de entropía infinita con cualquier adición de calor, el que implica la entropía infinita. Aun así, el 1974, Hawking aplicando la teoría cuántica de campos para el espacio alrededor de la curva del horizonte de acontecimientos descubrió que los agujeros negros emiten radiación de Hawking, una forma de radiación térmica, relacionada con el efecto Unruhe, el que implica que tenían una temperatura positiva. Esto fortaleció la analogía que se establece entre la dinámica de un agujero negro y la termodinámica: del uso del leyes de la mecánica de agujero negro, se deduce que la entropía de un agujero negro no rotativo es la cuarta parte de la superficie del horizonte. Este es un resultado universal y se puede ampliar a horizontes cosmològcs como el espacio de Sitter. Más tarde se sugirió que los agujeros negro son objetos de máxima entropía, lo cual significa que la máxima entropía de una región del espacio es la entropía del agujero negro más grande que cabe en él. Esto condujo al principio hologràfic.

Si las col·lisíons de partículas en un acelerador de partículas pueden crear agujeros negros microscópicos se espera que la evaporación de un agujero negro emita todo tipo de partículas que serían una prueba clave por la formulación de una teoría unificada. En la imagen se aprecian las particules producidas en la colisión de iones de oro en el RHIC.

La radiación Hawking refleja una temperatura característica del agujero negro, que se puede calcular a partir de su entropía. Cuanto más cae su temperatura, más demasiado acumula el agujero negro: cuanto más energía absorbe un agujero negro, más frío se vuelve. Un agujero negro con aproximadamente la demasiada de Mercurio tendría una temperatura de equilibrio con la radiación de fondo cósmico de microondas (unos 2,73 K). Con más demasiado que esto, un agujero negro sería más frío que la radiación de fondo, ganaría energía del suyo cercando más rápido del que perdería a través de la radiación Hawking, enfriándose cada vez más. Sin embargo, en un agujero con menos demasiado esto implica que la demasiada del agujero negro se evapora lentamente con el tiempo, con el agujero negro cada vez más caliente. Aunque estos efectos son insignificantes para el agujero negro con suficiente demasiado por haberse formato astronomicament, rápidamente acontecerían importantes para los hipotéticos micro-agujeros negros, donde los efectos de la mecánica cuántica dominan. De hecho, se prevé que estos agujeros están sometidos a la evaporación y podrían eventualmente desaparecer en una ráfaga de radiación .

A pesar de que la relatividad general puede ser usada para realizar un cálculo semi-clásico de la entropía de un agujero negro, esta situación es insatisfactoria en teoría. En mecánica estadística, la entropía se entiende como el número de configuraciones microscópicas de un sistema que tienen las mismas calidades macroscópico (cómo demasiado, carga eléctrica, presión, etc.) Pero sin una teoría satisfactoria de la gravedad cuántica, no se puede realizar un cálculo como este por un agujero negro a pesar de que la teoría de cuerdas ha permitido algunos adelantos prometedores en este sentido.

Existencia de los agujeros negros

Hay autores que consideran un mito la existencia real de los agujeros negros, según el propio Albert Einstein el radio de Schwarzschild es infranqueable, se a decir, no se puede formar un agujero negro por derrumbamiento gravitatorio.

La mayoría de galaxias podría contener un gran agujero negro

Las observaciones hechas con el Hubble han confirmado la existencia de agujeros negros. Según la física teórica, este objetos son tan densos que ninguna cosa no puede escapar a su fuerza gravitatoria, ni siquiera la luz. Aixó equivale a decir que son invisibles por definición

Ahora bien, si algo cae dentro de un agujero negro, antes de que desapareciera del universo observable, se desintegraría violentamente, emitiendo una fuerte radiación de gran energía.

En la busca de agujeros negros, las condiciones que hay que imponer a los candidatos son las siguientes: 

   * Que emitan energía muy intensamente.
   * Que esta energía proceda de una región pequeña.
   * Que todo gire muy rápidamente alrededor de esta región

Hay algunas que cumplen todos los requisitos.

Ya se habían descubierto agujeros negros a galaxias activas. Un equipo de astrónomos dirigido por Doug Richstone ha anunciado ahora el descubrimiento de tres galaxias normales que conténen agujeros negros gigantes a su interior. Estos agujeros negros ténen una demasiada equivalente a la de millones de estrellas como el Solo. Posiblemente fueron los motores de quasars hace mucho tiempo. Las conclusiones a que han llegado después de estudios espectroscópicos y fotométrics de 27 galaxias cercanas son las següentes: 

   * Hay agujeros negros gigantes a prácticamente todas las galaxias.
   * La demasiada de un agujero negro es proporcional a la demasiada de la galaxia que lo contiene. Una galaxia doble grande que otra contiene un agujero negro que también es el doble de grande. Parece que hay alguna relación entre el crecimiento del agujero negro y la formación de la galaxia a la que se encuentra.
   * El número de agujeros negros encontrado y sus masas sugieren que podrían haber sido motores de quasars como los que observamos a las galaxias lejanas.

Doug Richstone dijo: "Creemos que se trata de quasars fósiles y que la mayoría de galaxias lucieron como quasars en el pasado".

Algunos proponen que los agujeros negros han servido como "núcleo de condensación" en el proceso de formación de las galaxias. Las galaxias grandes se habrían formado por fusión de protogalàxies más pequeñas, y los agujeros negros correspondientes se habrían reunido al núcleo en un solo agujero negro enorme, de demasiado proporcional a la de la galaxia.

Según un modelo alternativo, los agujeros negros han ido creciente hasta consumir aproximadamente un 1 % del gas presente a la galaxia.

M 87

Se encuentra a 50 millones de años luz de nosotros, a la constelación Virgo.

El 1917 se descubrió una expansión en forma de dedo saliente del núcleo de M87. A los años cincuenta se comprobó que esta galaxia emitía también enormes cantidades de energía en forma de olas de radio. A las mejores imágenes se veía salir del núcleo un estrecho rayo de forma cónica, con condensaciones de unos 10 años luces de diámetro: una medida pequeña a escala galáctica. Algunos decían que sólo un agujero negro podía explicar toda esta actividad. Por otros, los agujeros negros no eran más que curiosidades teóricas.

NGC 1068

Es una galaxia activa de Seyfert de tipo 2 que se encuentra a unos 60 millones de años luz de nosotros. Estas galaxias tienen un núcleo que brilla con un estallido 1000 millones a veces más grande que el del Solo. También presentan variaciones de luminositat con un periode de pocos días. Aixó implica que el foco de donde proviene la energía tiene que ocupar un espacio de unos pocos días luz de diámetro.

Ved también

Referencias

  1. ↑ Kraus, Ute. «Step by Step into a Black Hole», 2005-03-20.
  2. ↑ Michell, J. (1784), "Donde the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Caso Such a Diminution Should be Found tono Take Place in año of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would cordero Farther Necessary for That Purpose", Phil. Trans. R. Zoco. (London) 74: 35–57, <http://www.jstor.org/pss/106576>.
  3. ↑ «Dark Stars (1783)». Thinkquest. [Consulta: 2008-05-28].
  4. ↑ Laplace; see Israel, Werner (1987), "Dark stars: the evolution of an idea", in Hawking, Stephen W. & Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, Seco. 7.4
  5. ↑ Schwarzschild, Karl (1916), "Über das Gravitationsfeld herramientas Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie", Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 189–196
  6. ↑ Dónde Massive Neutron Cores, J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, Physical Review 55, #374 (15 February 1939), pp. 374–381.
  7. ↑ D. Finkelstein (1958). "Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle". Phys. Rev. 110: 965–967.
  8. ↑ Hewish, Antony; S J Bello, J D H Pilkington, P F Scott, R A Collins. «Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source». Nature, vol. 217, pág. 709–713 [Consulta: 2007-07-06].
  9. ↑ Pilkington, J D H; A Hewish, S J Bello, T W Cuelo. «Observations of some further Pulsed Radio Sources». Nature, vol. 218, pág. 126–129 [Consulta: 2007-07-06].
  10. ↑ Michael Quinion. «Black Hole». World Wide Words. [Consulta: 2008-06-17].
  11. ↑ Einstein, A.. «Dónde A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masas». Annals of Mathematics, vol. 40 No. 4, pág. 922-936.
  12. ↑ «Discovering the Kerr and Kerr-Schild metrics». Tono appear in "The Kerr Spacetime", Eds D.L. Wiltshire, M. Visser and S.M. Scott, Cambridge Univ. Press. Roy P. Kerr. [Consulta: June 19 2007].
  13. ↑ Hawking, Stephen; Roger Penrose. «The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology». Proceedings of the Royal Society A , vol. 314, 1519, pág. 529–548.

Bibliografía

Lecturas didácticas

Libros universitarios y monografías

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