Viaje a la singularidad de un Agujero Negro

SINGULARIDAD DE UN AGUJERO NEGRO

→ Es una región finita del universo que posee en si misma una concentración de masa tan grande y densa que ninguna partícula de materia, ni la luz, puede escapar de su campo gravitacional.

→ Los agujeros negros pueden ser capaces de emitir un tipo de radiación: la radiación de Hawking, que es un tipo de radiación producida en el Horizonte de Eventos.

→ ¿Que es la radiación de Hawking?

→ Es un tipo de radiación producida en el horizonte de sucesos de un agujero negro y debida plenamente a efectos de tipo cuántico. → Stephen Hawking postuló su existencia por primera vez en 1974, describiendo las propiedades de tal radiación y obteniendo alguno de los primeros resultados en gravedad cuántica. → Científicos rusos, Zeldovich y Starobinski, demostraron que de acuerdo con el principio de indeterminación de la mecánica cuántica, los agujeros negros en rotación deberían crear y emitir partículas. → La radiación de Hawking reduce la masa y la energía rotacional de los agujeros negros, por lo tanto, también se conoce como “evaporación de agujeros negros“. Debido a esto, se espera que los agujeros negros que no ganan masa por otros medios se encojan y finalmente desaparezcan.

→ Cabe mencionar que la disminución de masa de un agujero negro por radiación de Hawking seria únicamente perceptible en escalas de tiempo comparables a la edad del universo.

→ Contrariamente a todos los demás cuerpos del universo, estos astros pueden completamente describirse con ayuda de un numero pequeño de parámetros. Basta con conocer su masa, su momento angular, que caracteriza la rotación y su carga eléctrica.

→ Esta simplicidad debe compararse con una descripción completa de una estrella normal que debería tener en cuenta todas las partículas implicadas, su naturaleza, su posición o su energía, y requeriría así un numero increíble de datos.

→ Al contrario, toda la información sobre un agujero negro esta contenida en 3 parámetros. La razón es simple: cuando la estrella masiva se colapsa sobre sí misma, toda la información sobre su partículas desaparece dentro del radio de Schwarzschild. Toda esta información está, así, perdida para el mundo exterior, y el agujero negro aparece entonces como una simple deformación del espacio - tiempo, que tres números son suficientes para definir.

→ Un agujero negro sólo tiene tres propiedades físicas independientes: masa, carga y momento angular, que podemos observar desde el exterior. Por lo demás, no tiene características.

* No rotativo, sin carga. SCHWARZSCHILD

* No rotativo, cargado. REISSNER NORDSTROM

* Girando, sin carga. KERR

* Girando, cargando. KERR NEWMAN

PARTES DE UN AGUJERO NEGRO

→ Chorro Relativista: Cuando las estrellas son absorbidas por agujeros negros, chorros de partículas y radiación son expulsadas a una velocidad cercana a la de la luz.

→ Singularidad: El centro del agujero negro, donde la materia colapsa en una región de densidad finita.

→ Esfera de Fotones: Formada por los fotones emitidos por el plasma caliente que rodea al agujero negro, y que están curvados por su inmensa gravedad.

→ Disco de Acreción: El gas sobre calentado y el polvo giran alrededor de un agujero negro a una velocidad inmensa, produciendo radiación electromagnética (Rayos - X).

→ Horizonte de Sucesos: El radio alrededor de la singularidad donde la luz y la materia no pueden escapar de la gravedad del agujero. Es el punto de no retorno.

ESPACIO - TIEMPO ALREDEDOR DE UN AGUJERO NEGRO.

→ Reanudemos la imagen de un tejido elástico como representación del espacio en relatividad. El agujero negro corresponde a una bola tan pesada que se hunde profundamente en el tejido hasta desaparecer. La bola es invisible en lo sucesivo y únicamente detectable por la presencia de un agujero en el tejido elástico. Del mismo modo, es imposible ver un agujero negro, pero se puede adivinar por la presencia de una importante distorsión del espacio y el tiempo.

→ LA DISTORSIÓN DEL TIEMPO.

→ Las propiedades más asombrosas son las que concierne a la distorsión del tiempo alrededor de un agujero negro. El tiempo fluye más lentamente en un campo gravitacional fuerte. Es en el caso extremo de un agujero negro donde esta clase de efecto es particularmente espectacular.

→ Imagina la situación de observar a lo lejos a un sujeto lo suficientemente intrépido para querer hundirse en un agujero negro. Al mismo tiempo que va acercarse a éste, verá su reloj girar cada vez más lentamente. El desplazamiento de la aguja correspondiente a un segundo tardará cada vez más tiempo, un minuto, una hora, un día, un mes. En el momento en que alcance el radio de Schwarzschild, este movimiento requerirá un tiempo infinito. La imagen fija del sujeto quedará fija para la eternidad.

→ Para la persona, por el contrario, se invertirá la situación. Cuando mira la hora en su reloj, no observará nada especial. Pero mirando el de usted quedará sorprendido. Verá girar la aguja cada vez más rápidamente, una vuelta se realizará en un segundo, un mili-segundo, un micro-segundo. Observará pronto la vida de las estrellas desarrollarse en una fracción de segundo, luego, alcanzando finalmente el radio de Schwarzchild, podrá observar toda la historia futura del Universo.

→ EL EFECTO EINSTEIN

→ Otro efecto viene a superponerse a la desaceleración del tiempo. Como lo hemos visto, la luz es afectada por la presencia de la gravedad a través de efecto Einstein. Cuanto más fuerte es el campo gravitacional de un astro, más se debilitan los fotones que se escapan, y se desplazan hacia longitudes más grandes de onda. Así, cuando el sujeto se acerca al radio de Schwarzschild, los fotones que constituyen su imagen se vuelven menos energéticos. En primer lugar, son desplazados hacia el rojo, luego, salen del ámbito visible. Su imagen, en vez de quedar suspendida, va a desaparecer poco a poco dejando sitio a un negro mas característico del objeto central. → LAS FUERZAS DE MAREA

→ La implicación de las fuerzas de marea. Si la intensidad del campo gravitacional alrededor de un agujero negro es enorme, sus variaciones con la distancia al centro lo son igualmente. → Imaginemos que un sujeto cae primero con los pies hacia el agujero negro. El campo de gravedad, que aumenta con la distancia desde el centro hacia abajo, será más fuerte al nivel de los pies que en la cabeza. Por lo tanto, su cuerpo va a estirarse en el sentido de la longitud, en primer lugar ligeramente, luego cada vez más fuerte, con las consecuencias fatales que se pueden temer (de ahí el nombre de efecto espagueti).

NOTICIAS

***31 marzo, 2020*** Hubble encuentra evidencia de un agujero negro de tamaño medio. Los astrónomos han encontrado la mejor evidencia del perpetrador de un homicidio cósmico: Un agujero negro de una clase evasiva conocida como *masa intermedia* que traicionó su existencia desgarrando una estrella descarriada que pasó demasiado cerca.

Con un peso de unas 50.000 veces la masa de nuestro Sol, el agujero negro es más pequeño que los agujeros negros supermasivos (con millones o miles de millones de masas solares) que se encuentran en los núcleos de las grandes galaxias, pero más grande que los agujeros negros de masa estelar formados por el colapso de una estrella masiva.

Estos llamados agujeros negros de masa intermedia (IMBH) son un *eslabón perdido*, largamente buscado en la evolución de los agujeros negros. Aunque ha habido algunos otros candidatos a la IMBH, los investigadores consideran estas nuevas observaciones como la evidencia más fuerte hasta ahora para los agujeros negros de tamaño medio en el universo. Se necesitó la potencia combinada de dos observatorios de rayos X y la aguda visión del Telescopio Espacial Hubble de la NASA para atrapar a la bestia cósmica.

***FELIZ ANIVERSARIO*** 10, ABRIL.

Publicación de la imagen del AGUJERO NEGRO, GALAXIA M87. Gracias al proyecto global Event Horizon Telescope, donde coordinaron 8 radio-telescopios en 2017. Este cuerpo cósmico se encuentra en el objeto número 87 del catalogo Messier (M87), una galaxia del cúmulo de Virgo, a 55 millones de años luz. Su centro es este agujero negro cuya masa es 6500 millones de veces la de nuestro Sol (esto lo convierte en un agujero negro supermasivo) y su sombra (la pelota negra en el centro del disco de acreción, que se compone del horizonte de eventos más un área vacía donde ningún objeto puede orbitar) es del tamaño de nuestro sistema solar. El objetivo de utilizar tantos telescopios es simular uno sólo del tamaño de la Tierra, mediante una técnica conocida como interferometria de muy larga base y se utilizaron radio-telescopios, pues la mejor información se encuentra en el espectro de las radiofrecuencias.

(Desliza)