AGUJEROS

1. AGUJEROS NEGROS

2. Introducción

3. El término "agujero negro" fue inventado por el astrofísico John Archibald Wheeler en 1969. • Fenómeno no es visible a la vista y a que traga todo lo que está próximo a él como si fuera un hoyo al que todos caen. • Enfatizado sus aspectos exóticos inapropiadamente. • Mitos y leyendas (misteriosos embudos, túneles del tiempo, viajes a otros universos, otras dimensiones...)

4. Gravedad • El mundo físico puede ser descrito en términos de cuatro fuerzas básicas. • Dos de ellas están relacionadas con la estructura interna de los átomos. • La tercera, la fuerza electromagnética, domina la interacción de los átomos unos con otros. • La cuarta, y la más débil de estas fuerzas, es la gravedad. Sólo es significativa cuando enormes números de átomos están juntos. La gravedad es la fuerza dominante en las vidas y muertes de estrellas y galaxias. • Cualquier átomo tiene una propiedad llamada masa, que mide cuánto material hay en el objeto. La gravedad produce la sensación de peso. En la Luna es de sólo un sexto del que hay en la Tierra, de modo que el peso depende de dónde se está, mientras que la masa es una propiedad intrínseca de todos los objetos. • Isaac Newton describió la gravedad. En 1915 Albert Einstein cambió nuestra idea de lo que es la gravedad, pero la descripción de Newton es adecuada. • La gravedad es una fuerza de atracción universal que causa que los objetos "caigan" y que trata de juntar los objetos como estrellas y galaxias. Es probable que tenga éxito, a menos que se le oponga alguna otra fuerza.

5. Fue esbozado por primera vez por el físico inglés John Michell en 1783. • Un objeto con una fuerza de gravedad en su superficie tan grande que nada puede escapar de él, ni siquiera la luz si es que ésta estuviera afectada por la gravedad (cosa que hace 200 años no se sabía). • Antes de medir la velocidad de la luz, se pensaba que un cuerpo podía alcanzar una velocidad infinita y por lo tanto el agujero negro era un cuerpo en el que la velocidad de escape era infinita también. Esto sólo podía ocurrir cuando se tratara de un astro de masa infinita o de densidad infinita. • Se trataba de casos fuera de la lógica y por ello no se le dio importancia siendo aparcado en el olvido. • En la primera decada del siglo XX (1905), Albert Einstein publicó la teoría de la relatividad, la cual brindó a los astrónomos la posibilidad de poder entender los descubrimientos que se realizarían posteriormente. Un de ellos fue la existencia de los agujeros negros. • Desde la perspectiva de la teoría de la relatividad, ni la física ni las matemáticas que conocemos se cumplen. • Las cosas no funcionan siguiendo nuestra lógica, por lo que convierte a los agujeros negros en un fenómeno más que interesante.

6. Imaginar • Tener un movimiento cuya distancia no puede ser medida. • Tener un disco compacto con cinco caras y que pueda ser a la vez bidimensional. • ¿Qué pasará con los agujeros negros en el universo? • ¿Cómo se comportan? • ¿Qué tamaño tienen? • ¿Acabarán con la existencia del universo?

7. ¿Pero qué son? ¿Existen en realidad?

8. Definición y características

9. Son lugares en el espacio donde su gravedad es tan fuerte que ni la luzno puede escapar. • Tienen una enorme cantidad de masa concentrada en un espacio muy reducido, como comprimir la masa de una gigantesca montaña en un centímetro cúbico. • Un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética puede escapar de su proximidad, de alta densidad con una masa pequeña, condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia. • Todo agujero negro está rodeado por una frontera llamada horizonte, que es la región de la que no se puede escapar, si algo permanece afuera del horizonte puede evitar ser absorbido. • La luz puede entrar a través del horizonte, pero no puede salir, por lo que parece ser completamente negro. • La gravitación modifica el espacio y el tiempo. Cuando un observador se acerca al horizonte desde el exterior, el tiempo se retrasa con relación al de observadores a distancia, deteniéndose completamente en el horizonte. • En la parte exterior del horizonte se forma una ergosfera, dentro de la cual la materia se ve obligada a girar con el agujero negro. En principio, la energía sólo puede ser emitida por la ergosfera.

11. Historia Cronología de conceptos

12. A finales del siglo XVII, Isaac Newton unió el cielo y la Tierra. Basándose en los estudios del movimiento de los planetas hechos por Tycho Brahe y Johannes Kepler, dedujo la existencia de una fuerza que hacía que el Sol, la Tierra, la Luna y todas las cosas que contiene el cosmos se atraigan unas a otras: ley que hace que los planetas se muevan como se mueven y que nos mantiene con los pies en el suelo, impidiendo que seamos proyectados al espacio.

13. En 1783 John Michell escribió un artículo en el que describía que estrella que fuera suficientemente masiva y compacta tendría un campo gravitatorio tan fuerte que ni la luz podría escapar. • Pocos años después, en 1796, el científico francés Pierre Laplace incluyó esta idea en su libro "El sistema del mundo", sin embargo, quizás pensó que era una locura y no volvió a publicar documentación al respecto.

14. En 1916, Karl Schwarzschild definió el radio de Schwarzschild como el radio del horizonte de sucesos en el que la masa de un cuerpo puede llegar a ser comprimida para formar un agujero negro; la masa de un cuerpo y su radio de Schwarzschild son directamente proporcionales: si un agujero negro pesa diez veces más que otro, su radio es diez de veces más grande.

15. En 1963, Roy Kerr describió el comportamiento teórico de un agujero negro en rotación. Predecía una rotación constante en velocidad, siendo la forma y el tamaño dependientes de la velocidad de rotación y de la masa del agujero y una relación directa entre la velocidad y el grado de deformación (a mayor velocidad, mayor deformación). • También en este año, Maarten Schmidt midió el corrimiento rojo de un objeto.Se pensó que nada más que un colapso gravitatorio de una región central de una galaxia podría haber producido dicho corrimiento de materia y energía. Sin embargo, están demasiado lejanos y no podemos dar una evidencia concluyente de que sea un agujero negro.

16. Desde 1965 a 1970, Stephen Hawking y Roger Penrose definen un agujero negro como el conjunto de sucesos del cual nada es posible escapar a gran distancia. Demostraron que debe haber una singularidad de densidad y curvatura del espacio-tiempo infinitas dentro de un agujero negro.

17. En 1967, Jocelyn Bell descubrió que objetos celestes emitían pulsos de ondas, este descubrimiento lo llamaron "Little Green Men", al pensar que se trataba de un contacto con una civilización extraterrestre. Pero al estudiar dichas ondas les dieron el nombre de pulsar y se debían a estrellas de neutrones en rotación, fue la primera evidencia de que las estrellas de neutrones existían.

18. En 1967, Werner Israel demostró, basándose en la Teoría de la Relatividad, que los agujeros negros sin rotación eran perfectamente esféricos. • Roger Penrose y John Wheeler, determinaron que los movimientos en el colapso de una estrella desprenderían ondas gravitatorias, y por esto se haría cada vez más esférica. Esto quiere decir que una estrella sin rotación después de un colapso sería perfectamente esférica.

19. En 1969, John Wheeler dio el termino de agujero negro época en que existían dos teorías de la luz: la crepuscular (la luz estaba compuesta por partículas) y la ondulatoria. Hoy en día la luz es considerada como onda y como partícula.

20. En 1970, Brandon Carter probó que si un agujero negro rotando de una manera estacionaria tuviera un eje de simetría, su tamaño y su forma dependerían de la masa y la velocidad de rotación. • En 1971, Stephen Hawking demostró que cualquier agujero negro rotando de manera estacionaria tendría un eje de simetría.

21. En 1973, David Robinson demostró la hipótesis de Kerr. Después del colapso, el agujero negro tiende a un estado de rotación pero sin pulsaciones (aumento de tamaño). En el momento del colapso gravitatorio se pierde gran cantidad de información, pues todo lo que podemos medir tan solo es la masa del cuerpo y la velocidad de rotación.

22. Formación

23. Una estrella se forma al concentrarse una gran cantidad de gas (hidrógeno primordialmente). • Debido a la gravedad estas partículas empiezan a colapsar entre sí • Al contraerse los átomos empiezan a colisionar entre sí, por lo tanto el gas se calienta, las partículas de hidrógeno al chocar se convierten en helio. • Ese calor hace que la estrella brille yque la presión del gas sea suficiente para equilibrar la gravedad. • Las estrellas permanecerán estables de esta forma durante un largo periodo. • Mientras más combustible tenga la estrella más rápido lo consume. • Cuando la estrella va agotando su combustible, llega un momento en que el calor producido es poco para producir una dilatación y compensar así a la fuerza de la gravedad. • Entonces, se colapsa, aumentando su densidad, siendo frenado por la repulsión entre las capas electrónicas de los átomos. • Si la masa de la estrella es lo suficientemente elevada se vencerá la repulsión pudiéndose llegar a fusionarse los protones y electrones de todos los átomos, formando neutrones y reduciéndose el volumen de la estrella no quedando ningún espacio entre los núcleos de los átomos, tendría una densidad elevadísima. Esto se denomina estrella de neutrones.

24. Las estrellas de neutrones no se forman tan fácilmente. • Al colapsarse, la energía gravitatoria se convierte en calor rápidamente provocando una gran explosión. • Se formaría una nova o una supernova expulsando en la explosión gran parte de su material, con lo que la presión gravitatoria disminuiría y el colapso podría detenerse. • Así se podría llegar a lo que se denomina enanas blancas en las que la distancia entre los núcleos atómicos a disminuido de modo que los electrones circulan libres por todo el material, y es la velocidad de movimiento de estos lo que impide un colapso mayor. • La densidad es muy elevada pero sin llegar a la de la estrella de neutrones. • Pero la velocidad de los electrones tiene un límite: la velocidad de la luz • Cuando el equilibrio exige una velocidad de los electrones superior a la velocidad de la luz, el colapso a neutrones es inevitable.

25. Por encima de 2'5 soles de masa, una estrella de neutrones se colapsaría más aún fusionándose sus neutrones. • Esto es posible debido a que el principio de exclusión de Pauli por el cual se repelen los neutrones tiene un límite cuando la velocidad de vibración de los neutrones alcanza la velocidad de la luz. • Debido a que no habría ninguna fuerza conocida que detuviera el colapso, este continuaría hasta convertir la estrella en un punto creándose un agujero negro. • Este volumen puntual implicaría una densidad infinita, por lo que fue rechazado por la comunidad científica, pero S. Hawking demostró que esta singularidad era compatible con la teoría de la relatividad general de Einstein.

26. Subrahmanyan Chandrasekhar calculó lo grande que podría llegar a ser una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, antes de que se acabe su combustible. • Descubrió una masa (aproximadamente 1,5 veces la masa del sol) en la que una estrella fría no podría soportar su gravedad (límite de Chandrasekhar). Por debajo de este límite, nos encontramos a las enanas blancas y las estrellas de neutrones.

27. Enanas blancas • Con un radio de pocos kilómetros y una altísima densidad (toneladas por cm3). • Una de las primeras enanas blancas que se descubrió es la que está girando alrededor de Sirio. • Se mantienen por la repulsión de electrones.

28. Estrellas de neutrones • También están dentro del límite de Chandrasekhar, pero mucho más pequeñas que las enanas blancas. • Se mantienen por la repulsión entre neutrones y protones. Su densidad es de decenas de millones de toneladas por cm3). • Los pulsares son estrellas de neutrones en rotación.

30. Agujeros negros • Robert Openheimer en 1939, explicó que sucedería si una estrella estuviera por fuera del límite de Chandrasekhar. • El campo gravitatorio de la estrella cambia los rayos de luz se inclinan ligeramente hacia dentro de la superficie de la estrella. • Cada vez se hace más difícil que la luz escape y la luz se muestra más débil y roja para un observador. • Cuando la estrella alcanza un radio crítico el campo gravitatorio crece con una intensidad que la luz ya no puede escapar. • Esta región es llamada hoy un agujero negro.

31. Radio de Schwarzschild para algunos objetos astronómicos

33. Preguntas

34. ¿Qué pasaría si alguien cae en un agujero negro?

35. Supongamos que un astronauta se va acercando al agujero negro. • Al principio, no sentiría ninguna fuerza gravitacional y carecería de peso. • Sin embargo, a medida que se acerque al centro del agujero comenzará a sentir fuerzas gravitacionales "de marea". • Si imaginamos que los pies del astronauta están más cerca al centro que la cabeza, entonces la atracción gravitatoria se irá incrementando mientras más cerca esté del centro, de esta forma, los pies sentirán una atracción mayor que la cabeza. • Como consecuencia, el astronauta se estirará hasta que las fuerzas "de marea" se hagan tan intensas que terminarán destrozándolo (efecto spaghetti).

36. ¿Qué vería un observador que está afuera del agujero negro si alguien cae en él?

37. Lo que observaría un compañero del astronauta desde afuera del agujero negro sería bastante diferente de lo que se ve en su interior. • A medida que el astronauta se va acercando al horizonte, el compañero lo ve moverse más lentamente. • No importa cuanto espere, porque nunca lo verá alcanzar el horizonte. • Esto se debe a una ilusión óptica. • El astronauta no tarda una cantidad infinita de tiempo cruzar el horizonte. • Mientras se va acercando al horizonte la luz que emite el astronauta tarda cada vez más tiempo en llegar al compañero. • De hecho, la radiación emitida exactamente cuando se cruza el horizonte se mantendrá allí para siempre dando la impresión de estar congelada.

38. ¿Cómo se detectan?

39. Si en un agujero negro nada puede escapar de él, ni siquiera la luz, ¿cómo podemos darnos cuenta de su existencia?

40. Se puede observar sistemas, en donde una estrella visible está girando alrededor de un cuerpo oculto (posibilidad que sea un agujero negro, sin embargo, puede ser una estrella demasiado débil). • Es muy difícil.

41. Entonces, ¿cómo detectarlos?

42. El agujero negro absorbe la materia de la estrella cercana a él. • Describe un desplazamiento de materia en forma de espiral y adquiere una alta temperatura. • Por lo tanto, se emiten grandes cantidades de rayos X. • Con esto se puede concluir que es una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. • Con la órbita de la estrella visible se puede determinar la mínima masa del cuerpo invisible. • Si esta masa sobrepasa el límite de Chandrasekhar, es demasiada grande para ser una estrella de neutrones o una enana blanca. • Es un agujero negro.

45. Los agujeros negros que se formaron hace miles de millones de años atrás, podrían ser detectados únicamente con la atracción gravitatoria o la expansión del universo. • Los agujero negros irradian como un cuerpo caliente y entre más pequeños lo hacen más. • Cuanto más pequeños resultan más fáciles de detectar que los grandes.

46. Brillo que está distanciando del punto verde (centro galaxia M82). El patrón de variabilidad de emisión de rayos X indica que se trata de un agujero negro Fotos captadas por el radioscopio Chandra Escala: 30 arcseg

47. ¿Pueden devorar nuestra galaxia?

48. ¿Podrían absorber toda la materia del universo?

49. Hay tanto espacio entre las estrellas que un agujero negro únicamente afectaría los objetos que están muy cerca de él. • Un agujero negro tienen un "horizonte", del cual nada puede escapar. • Si algo o alguien cruza el horizonte será absorbido. • Mientras esté afuera del horizonte podrá evitarlo. • Para la materia que está lo bastante alejada del horizonte, el campo gravitacional alrededor de un agujero negro no es diferente del campo alrededor de cualquier otro objeto de la misma masa.

50. ¿Todas las estrellas colapsan para convertirse en agujeros negros al morir?