Visita Encydia-Wikilingue.con

Agujero negro

agujero negro - Wikilingue - Encydia

 Nota: Si busca otros significados de agujero (en nivel de desambiguação), vea Agujero.


 Por favor mejore este artículo o sección, expandiéndolo. Más información puede ser encontrada en la página de discusión o en artículos a profundizar.
Un dibujo artístico de un disco de acreção de plasma caliente orbitando un agujero negro (fuente: NASA)

Un agujero negro clásico es un objeto con campo gravitacional tan intenso que la velocidad de escape excede la velocidad de la luz (299.792.458 m/s, equivalente a 1.079.252.848,8 km/h). Ni aún la luz puede escapar de su interior, por eso el término "negro" (color aparente de un objeto que no emite ni refleja luz, haciéndolo de hecho invisible). La expresión "agujero negro", para designar tal fenómeno, fue cunhada por primera vez en 1968 por el físico americano John Archibald Wheeler, en un artículo científico histórico llamado The Known and the Unknown, publicado en el American Scholar y en el American Scientist. El término "agujero" no tiene el sentido usual, pero traduce la propiedad de que los eventos en su interior no son vistos por observadores externos.

Teóricamente, el "agujero negro" puede haber cualquier tamaño, de microscópico la astronômico (algunos con días-luz de diámetro , formados por fusiones de varios otros), y con sólo tres características: masa, momento angular (spin) y carga eléctrica, o sea, agujeros negros con esas tres grandezas iguales son indistinguíveis (se dice por eso que "un agujero negro no tiene cabellos"). Una vez que, tras formado, su tamaño tiende para cero, eso implica que la "densidad tienda para infinito".

Tabla de contenido

La percepção espacio-temporal

Los agujeros negros, así como otros objetos cuya atracción gravitacional es extrema, retardan el tiempo significativamente debido a los efectos gravitacionais

Las estrellas de nêutrons y agujeros negros causan de hecho distorção espacio-temporal notable, relacionada con el efecto de lente gravitacional.

Las precessões de los cuerpos celestes orbitando tales cuerpos, similarmente la precessão del periélio de Mercúrio en nuestro sistema solar, son muy más notables y significativas y envuelven inclusive estrellas de sistemas binarios, o aún múltiples.[1][2]

Colapso de Oppenheimer-Snyder

La plantilla de este colapso describe un balón de polvo que inexorablemente colide para formar agujero negro. Esta es una solución exacta para las ecuaciones de campo relativísticas generales. Los estágios del colapso son:

I) Fase estacionaria antes del colapso. La estrella podría estar imersa en un balón de fluido de simetria esférica perfecta. El tensor de momentum:

Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): T=( \rho +p)uiuk+pgik


donde Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): \rho , p, y gik son la densidad, presión y métrica, respectivamente.

II) Fin de la quema nuclear y comienzo del colapso, la presión se quiebra (p=0). Entonces:

Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): T= \rho uiuk


El balón queda por un momento en reposo.

III)Fase de colapso. Desde que no haya presión el balón comenzará a encoger. Para poeira se espera la contracción y posterior colapso resultando en un agujero negro.

Obviamente poeira no refleja la complejidad química del material de las estrellas que forman el agujero negro.

Colapso no-esférico

Los primeros estudios sobre colapsos no-esféricos comenzó los años 60. [1] Estos estudios mostraron que perturbações en torno a la simetria esféricas no previenen la formación de un agujero negro. [2] [3] Y que, cuando alcanzado el estado estacionario, existe una simetria esférica exacta del horizonte. El problema para grandes desvíos de la simetria esférica fue respondido de manera completamente diferente por Werner Israel en 1967 [4]. Sin aparatos muy modernos consiguió establecer un teorema:

"Un agujero negro estático, y en el vácuo, con un horizonte de evento regule debe ser la solución de Schwarzschild."

Esta fue uno base sólida para la elaboración de muchos teoremas posteriores que culminaron en el teorema de la calvície:

"Agujeros negros pueden ser caracterizados sólo por la masa , momentum angular y carga eléctrica."

El Agujero negro de Schwarzschild

Ver artículo principal: Rayo de Schwarzschild

Karl Schwarzschild, el año de 1916, encontró la solución para la teoría de la relatividade que representa el agujero negro como teniendo una forma esférica. Él demostró que, si la masa de una estrella esté concentrada en una región suficientemente pequeña, ella generará un campo gravitacional tan grande en la superficie de la estrella que ni aún la luz conseguirá escapar de él. Este es el llamado agujero negro. Einstein y muchos físicos no creían que tal fenómeno pudiera acontecer en el universo real. Sin embargo, se probó que ese fenómeno de hecho acontece. Considerando un campo gravitacional esférico en el vácuo, la solución para la Ecuación de Einstein tiene la siguiente forma:

Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): ds^2=-(1-\frac{2GM}{c^2r})c^2dt^2+(1/(1-\frac{2GM}{c^2r}))dr^2+r^2(d \theta ^2+sen^2 \phi d \omega ^2)

- (1.1)

G es la constante de Gravitação Universal.

Una propiedad importante de esta solución es que ella es independiente del tiempo t. La solución es determinada simplemente por el parâmetro M, que es la masa total de la fuente que produce el campo. La interpretación de este parâmetro surge inmediatamente de la forma assintótica de la métrica. Lejos del centro de gravedad, el espacio-tiempo se aproxima del espacio-tiempo plano de Minkowski con la métrica:

Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): ds^2=-c^2dt^2+dl^2=-c^2dt^2+dr^2+r^2(d \theta ^2+sen^2d \omega ^2)

- (1.2)

Y el campo gravitacional puede ser descrito usando la aproximación del campo débil. Comprando esta aproximación y la métrica (1.1) tenemos que M es la masa del sistema que está gravitando.

Termodinâmica de un agujero negro clásico

Un agujero negro, físicamente, es un lugar de donde ni aún la luz puede escapar. Uno descripción matemática precisa de él es dada por el espacio-tiempo assintoticamente plan. La frontera de un agujero negro es llamado de horizonte del evento. Schoen y Yau en 1983 formularon que una superficie dentro de una trampa puede ser formada desde que una cantidad suficiente de masa esté confinada en un espacio suficientemente pequeño. Se sigue entonces de los teoremas de relatividade general (Hawking y Hellis (1973)) que una singularidade del espacio-tiempo debe surgir. A partir de estos grandes descubrimientos se siguieron varias conclusiones importantes como la solución de la Ecuación de Maxwell-Einstein independiente del tiempo mostrando que agujeros negros pueden ser descritos por tres simple parâmetros (masa, carga y momentum angular). Además de eso fue mostrado que energía puede ser extraída de agujeros negros estacionarios que están girando o cargados (Efecto Hawking). Fue, sin embargo, el descubrimiento de una analogía matemática entre agujeros negros y la termodinâmica ordinaria el mayor avance de estas investigaciones (Bardeen et al , 1973). En esta analogía la masa hace el papel de energía y, gravedad de la superficie del agujero negro hace el papel de la temperatura y el área del horizonte, de la entropia. La analogía entre agujeros negros y termodinâmica puede ser extendida además del formal, similaridade matemática puede ser encontrada en el hecho de que cantidades de pares de análogos son de hecho físicamente análogos. En consonancia con la relatividade general la masa total del agujero negro tiene la misma cantidad de su energía total. [5]

Esta analogía es quebrada en la Teoría Clásica, que considera la temperatura de un agujero negro igual al cero absoluto.

Entropia

Entropia es una medida que caracteriza el número de estados internos de un agujero negro. La fórmula de la entropia fue desarrollada en 1974 por el físico británico Stephen Hawking:

Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): S = \frac{Akc^3}{4 \hbar G}


Legenda:

Entropia
Área
Constante de Boltzmann
Constante de Planck normalizada
Constante Gravitacional Universal de Newton
Velocidad de la luz en el vácuo

Esta ecuación pudo ser formulada llevándose en cuenta la teoría quântica. Entonces, se admite que agujeros negros emiten radiação térmica:

Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): T= \frac{\hbar k}{2 \pi kb}


En el caso especial de la métrica de Schwarzschild:

Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): T= \frac{ \hbar }{8 \pi GkM}


La formulação de Bekenstein-Hawking obtenida de la combinación entre la primera ley y del hecho de que Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): dM=TdS . En el Caso del agujero de Schwarzschild, esta formulação queda:

Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): S= \frac{k \pi R^2}{g \hbar}


La entropia del agujero negro es muy mayor que la entropia de la estrella que se colapsou para que él fuera generado.

Evaporação del Agujero Negro

La principal limitación del Efecto Hawking es que él es basado en aproximaciones. Este efecto no está en consonancia con el principio de conservación de energía, una vez que la irradiação de energía del agujero negro debería ser contrabalanceada por la disminución de su masa, en la misma tasa de salida de energía. Sin embargo, para agujeros negros macroscópicos la temperatura es muy baja. La luminosidad del agujero negro es una estimativa de la vida de un agujero negro no-rotativo integrándose la ecuación:

Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): \frac{dM}{dT}=- \beta \frac{m^3}{Tp} \frac{1}{M^2}


Donde Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): \beta

es una constante adimensional.

Y el proceso total de evaporação requiere un gran tiempo:

Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): \Delta t= \frac{tp}{3 \beta }( \frac{Me lo}{mp} )^2


mp es la masa de Planck, a saber: 0.000022 g.

Información en el Agujero Negro

Hay con el efecto de la formación y subsequente evaporação del agujero negro una consecuencia dramática: la pérdida de información. Esta cuestión fue levantada en 1976 por Stephen Hawking. Se entiende que en un sentido afinado información quântica sería perdida, lo que desafiaría entonces Primeria Ley de la Termodinâmica. La discusión era fácil y perssuasiva y se basaba en la única herramienta disponible en aquella época:la teoría quântica de campo. A pesar de la conclusión de Hawking estar a buen seguro errada, pos en movimiento viejas ideas que hace muy tiempo permanecían paradas, desafiándolas con un nuevo paradigma. La teoría quântica presenta un serio problema cuando describe sistemas con horizontes. Ella suministra una densidad infinita de entropia en un agujero negro, diferente de la densidad de Bekenstein-Hawking Falló al verificar gramática (El ejecutable texvc no fue encontrado. Consulte math/README para instrucciones de la configuración.): \frac{c^3}{4G \hbar } .

En una posibilidad final de establecerse una salida lógica para este problema fue propuesta la posibilidad de los agujeros negros no evaporar completamente. En el lugar de eso, viven de manera estable como remanescentes de masa de Planck que contiene toda la información perdida. Obviamente estos remanescentes deberían contener una enorme, o tal vez infinita entropia. [6]

La caída en el agujero negro y la naturaleza quântica

Imágenes del Hubble Space Telescope, Chandra X-ray Observatory y del Spitzer Space Telescope

Si consiguiéramos observar una caída real de un objeto en un agujero negro, en consonancia con las simulaciones virtuales, veríamos este moverse cada vez más despacio a medida que se aproximara del núcleo massivo. Según Einstein, hay un desvío para el rojo, y este también es dependiente de la intensidad gravitacional. Esto se da porque, bajo el punto de vista corpuscular, la luz es un paquete quântico con masa y ocupa lugar en el espacio, por lo tanto tiene obligatoriamente una determinada velocidad de escape. A la vez, este paquete es onda de naturaleza eletromagnética y esta se propaga en el espacio libre. ES sabido que lejos de campo gravitacional intenso, la frecuencia emitida tiende para el extremo superior (en el caso de la luz visible, para el violeta).

A medida que el campo gravitacional comienza a actuar sobre la partícula (luz), esta aumentará su largura de onda, luego desviará para el rojo. Debido a la dualidade materia-energía no es posible analizar la partícula como materia y energía a la vez: o si la enxerga bajo el punto de vista vibratório o corpuscular.

La luz y la singularidade

En simulaciones en el espacio virtual, se descubrió que próximo a campos massivos ocupando lugares singulares, la atracción gravitacional es tan fuerte que puede hacer parar el movimiento oscilatório, en el caso de la luz enxergada como largura de onda, esta literalmente se borra. En el caso de la luz enxergada como objeto que posee velocidad de escape esta es atraída de vuelta a la región de donde fue generada, pues la velocidad de escape debe ser igual a la velocidad de propagação, ambas siendo iguales, la luz materia es atraída de vuelta. Luego, la radiação siendo atraída de vuelta, entra en colapso gravitacional, juntamente a la masa que la creó, cayendo sobre sí misma..

Simulación computadorizada

Visión simulada de un agujero negro frente a gran Nube de Magalhães. La razón entre el rayo de Schwarzschild del agujero negro y la distancia del observador es 1:9.

ES posible simular en un ordenador las condiciones físicas que llevan a la formación de un agujero negro, como consecuencia del colapso gravitacional de una estrella supergigante o supernova . Para eso, los astrofísicos teóricos implementan complejos programas, que vuelven a crear las condiciones físicas de la materia y del espacio-tiempo durante el proceso de implosão de las estrellas, las cuales agotan su combustible nuclear y colapsam, con el transcurrir del tiempo, debido a su peso gravitacional, formando un objeto de densidad y curvatura del espacio-tiempo infinita. De esos objetos, nada --- ni aún la luz consigue escapar. El resultado es la formación de una singularidade gravitacional contenida en un agujero negro de Schwarzschild .

El agujero negro es un fenómeno del universo que suga cualquier planeta, estrella, cometa, meteoro, o incluso luz, que llegue a su alcance. Él aumenta de tamaño gracias a la energía de esos objetos. Pero como? A causa de los átomos. Los anillos de los átomos giran en vuelta del núcleo. Todos los objetos ha muchos átomos. El agujero negro, “espreme”, gracias a la presión, todos los objetos. Entonces, los átomos también quedarán más juntos. Sus anillos tendrán menos espacio para girar, y girarán más rápido, causando más energía que aumenta el tamaño y la fuerza del agujero negro.

Un método para simulación computacional de un agujero negro es el Monte Carlo. Adaptándose el método Fortran en un programa de lenguaje C++. En este método es posible la simulación de un agujero negro microscópico. El generador de eventos de Monte Carlo en este método es el CATFISH (Collider grAviTational FIeld Simulator sea black Holes), desarrollado en la Universidad del Mississippi. [7]

Referencias

  1. ↑ Karas, V.; Vokrouhlicky, D.; Relativistic precession of the orbit or la star near a supermassive black hole; Astrophysical Journal, Part 1 (ISSN 0004-637X), vol. 422, en el. 1, p. 208-218 - adsabs.harvard.edu (en inglés)
  2. ↑ K. J. Orford; Evidence sea the free precession of a neutron star; Astrophysics and Space Science; Volumen 129, Number 1 / January, 1987; DOI 10.1007/BF00717868

Black hole physics: basic concepts and new developments Por Valeriĭ Pavlovich Frolov,Igorʹ Dmitrievich Novikov [8]

Modeling black hole evaporation Por Alessandro Fabbri,José Navarro-Salas [9]

Black holes: theory and observation : proceedings of the 179th W.Y. Heraeus ... Por Friedrich W. Hehl,Claus Kiefer,Ralph J. K. Metzler [10]

An introduction te lo black holes, information and the string theory revolution ... Por Leonard Susskind,James Lindesay

Ver también

Otros proyectos Wikimedia también contienen material sobre este tema:
Commons Imágenes y medía en el Commons

Conexiones externas

ckb:چاڵی ڕەش

Obtenida de "http://ks312089.kimsufi.con../../../../es/b/u/r/Agujero_negro.html"
Your Ad Here