agujero negro
Agujero negro
Un agujero negro es una región del espacio-tiempo donde la gravedad es tan fuerte que nada (ninguna partícula o incluso radiación electromagnética como la luz) puede escapar de él. La teoría de la relatividad general predice que una masa suficientemente compacta puede deformar el espacio-tiempo para formar un agujero negro.
El límite de la región de la que no es posible escapar se denomina horizonte de sucesos . Aunque el horizonte de sucesos tiene un efecto enorme sobre el destino y las circunstancias de un objeto que lo cruza, según la relatividad general no tiene características detectables localmente. En muchos sentidos, un agujero negro actúa como un cuerpo negro ideal , ya que no refleja luz. Además, la teoría cuántica de campos en el espacio-tiempo curvo predice que los horizontes de eventos emiten radiación de Hawking , con el mismo espectro que un cuerpo negro de una temperatura inversamente proporcional a su masa. Esta temperatura es del orden de mil millonésimas de kelvin paraagujeros negros de masa estelar , por lo que es esencialmente imposible de observar.
Los objetos cuyos campos gravitacionales son demasiado fuertes para que escape la luz fueron considerados por primera vez en el siglo XVIII por John Michell y Pierre-Simon Laplace . La primera solución moderna de la relatividad general que caracterizaría a un agujero negro fue encontrada por Karl Schwarzschild en 1916, aunque su interpretación como una región del espacio de la que nada puede escapar fue publicada por primera vez por David Finkelstein en 1958. Los agujeros negros eran largos considerado una curiosidad matemática; No fue hasta la década de 1960 que el trabajo teórico demostró que eran una predicción genérica de la relatividad general. El descubrimiento de estrellas de neutrones por Jocelyn Bell Burnell en 1967 despertó el interés en los objetos compactos colapsados gravitacionalmente como una posible realidad astrofísica.
Se espera que se formen agujeros negros de masa estelar cuando las estrellas muy masivas colapsen al final de su ciclo de vida. Una vez que se ha formado un agujero negro, puede seguir creciendo absorbiendo masa de su entorno. Al absorber otras estrellas y fusionarse con otros agujeros negros, se pueden formar agujeros negros supermasivos de millones de masas solares ( M ☉ ). Existe consenso en que existen agujeros negros supermasivos en los centros de la mayoría de las galaxias .
La presencia de un agujero negro se puede inferir a través de su interacción con otra materia y con radiación electromagnética como la luz visible. La materia que cae sobre un agujero negro puede formar un disco de acreción externo calentado por la fricción, formando cuásares , algunos de los objetos más brillantes del universo. Las estrellas que pasan demasiado cerca de un agujero negro supermasivo pueden convertirse en serpentinas que brillan intensamente antes de ser "tragadas". Si hay otras estrellas orbitando un agujero negro, sus órbitas pueden usarse para determinar la masa y ubicación del agujero negro. Estas observaciones se pueden utilizar para excluir posibles alternativas como las estrellas de neutrones. De esta forma, los astrónomos han identificado numerosos candidatos a agujeros negros estelares en sistemas binarios , y estableció que la fuente de radio conocida como Sagitario A * , en el núcleo de la Vía Láctea , contiene un agujero negro supermasivo de aproximadamente 4,3 millones de masas solares.
El 11 de febrero de 2016, la Colaboración Científica LIGO y la Colaboración Virgo anunciaron la primera detección directa de ondas gravitacionales , que también representó la primera observación de una fusión de agujeros negros. A diciembre de 2018 , se han observado once eventos de ondas gravitacionales que se originaron a partir de diez agujeros negros fusionados (junto con una fusión de estrellas de neutrones binarios ). El 10 de abril de 2019, se publicó la primera imagen directa de un agujero negro y sus alrededores, luego de las observaciones realizadas por el Event Horizon Telescope en 2017 del agujero negro supermasivo enMessier 87 's centro galáctico .
Relatividad general
Historia
Historia de la relatividad general
En 1915, Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad general , habiendo demostrado anteriormente que la gravedad influye en el movimiento de la luz. Solo unos meses después, Karl Schwarzschild encontró una solución a las ecuaciones de campo de Einstein , que describe el campo gravitacional de una masa puntual y una masa esférica. Unos meses después de Schwarzschild, Johannes Droste, un estudiante de Hendrik Lorentz , dio de forma independiente la misma solución para la masa puntual y escribió más extensamente sobre sus propiedades. [26] [27] Esta solución tuvo un comportamiento peculiar en lo que ahora se llamaRadio de Schwarzschild , donde se volvió singular , lo que significa que algunos de los términos en las ecuaciones de Einstein se volvieron infinitos. La naturaleza de esta superficie no se entendió del todo en ese momento. En 1924, Arthur Eddington mostró que la singularidad desapareció después de un cambio de coordenadas (ver coordenadas de Eddington-Finkelstein ), aunque Georges Lemaître tardó hasta 1933 en darse cuenta de que esto significaba que la singularidad en el radio de Schwarzschild era una singularidad de coordenadas no físicas . Arthur Eddington, sin embargo, comentó sobre la posibilidad de una estrella con masa comprimida al radio de Schwarzschild en un libro de 1926, y señaló que la teoría de Einstein nos permite descartar densidades demasiado grandes para estrellas visibles como Betelgeuse porque "una estrella de 250 millones de km de radio podría No es posible que tenga una densidad tan alta como el Sol. En primer lugar, la fuerza de la gravitación sería tan grande que la luz no podría escapar de ella y los rayos retrocederían a la estrella como una piedra a la tierra. de las líneas espectrales sería tan grande que el espectro dejaría de existir. En tercer lugar, la masa produciría tanta curvatura de la métrica del espacio-tiempo que el espacio se cerraría alrededor de la estrella, dejándonos afuera (es decir, en ninguna parte) . "
En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculó, utilizando la relatividad especial, que un cuerpo no giratorio de materia degenerada por electrones por encima de una determinada masa límite (ahora llamado límite de Chandrasekhar a 1,4 M ☉ ) no tiene soluciones estables. Sus argumentos fueron rechazados por muchos de sus contemporáneos como Eddington y Lev Landau , quienes argumentaron que algún mecanismo aún desconocido detendría el colapso. Tenían razón en parte: una enana blanca ligeramente más masiva que el límite de Chandrasekhar colapsará en una estrella de neutrones , que es estable en sí misma. Pero en 1939,Robert Oppenheimer y otros predijeron que las estrellas de neutrones por encima de otro límite (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ) colapsarían aún más por las razones presentadas por Chandrasekhar, y concluyeron que era probable que ninguna ley de la física interviniera y detuviera al menos el colapso de algunas estrellas. agujeros negros. Sus cálculos originales, basados en el principio de exclusión de Pauli , lo dieron como 0,7 M ☉ ; la consideración posterior de la repulsión neutrón-neutrón mediada por una fuerza fuerte elevó la estimación a aproximadamente 1,5 M ☉ a 3,0 M ☉ . Observaciones de la fusión de estrellas de neutrones GW170817, que se cree que generó un agujero negro poco después, han refinado la estimación del límite de TOV a ~ 2,17 M ☉ .
Oppenheimer y sus coautores interpretaron la singularidad en el límite del radio de Schwarzschild como una indicación de que este era el límite de una burbuja en la que el tiempo se detuvo. Este es un punto de vista válido para los observadores externos, pero no para los observadores en caída. Debido a esta propiedad, las estrellas colapsadas se llamaron "estrellas congeladas", porque un observador externo vería la superficie de la estrella congelada en el tiempo en el instante en que su colapso la lleva al radio de Schwarzschild.
La idea de un cuerpo tan masivo que ni siquiera la luz podría escapar fue propuesta brevemente por el pionero astronómico y clérigo inglés John Michell en una carta publicada en noviembre de 1784. Los cálculos simplistas de Michell asumieron que tal cuerpo podría tener la misma densidad que el Sol, y concluyó que tal cuerpo se formaría cuando el diámetro de una estrella excede el del Sol en un factor de 500, y la velocidad de escape de la superficie excede la velocidad habitual de la luz. Michell señaló correctamente que tales cuerpos supermasivos pero no radiantes podrían ser detectables a través de sus efectos gravitacionales en cuerpos visibles cercanos. Los estudiosos de la época estaban inicialmente entusiasmados con la propuesta de que estrellas gigantes pero invisibles pudieran estar escondidas a plena vista, pero el entusiasmo se apagó cuando la naturaleza ondulatoria de la luz se hizo evidente a principios del siglo XIX.
Si la luz fuera una onda en lugar de un " corpúsculo ", no está claro qué influencia tendría la gravedad en el escape de las ondas de luz, si es que tiene alguna. La física moderna desacredita la noción de Michell de un rayo de luz disparado directamente desde la superficie de una estrella supermasiva, siendo ralentizado por la gravedad de la estrella, deteniéndose y luego en caída libre hacia la superficie de la estrella.
El agujero negro supermasivo en el núcleo de la galaxia elíptica supergigante Messier 87 , con una masa aproximadamente 7 mil millones de veces la del Sol, como se muestra en la primera imagen de falso color en ondas de radio emitida por el Event Horizon Telescope (10 de abril 2019). Visibles son el anillo de emisión en forma de media luna y la sombra central, que son vistas aumentadas gravitacionalmente del anillo de fotones del agujero negro y la zona de captura de fotones de su horizonte de eventos . La forma de media luna surge de la rotación del agujero negro y radiante relativista ; la sombra tiene aproximadamente 2,6 veces el diámetro del horizonte de sucesos.
Nube de gas desgarrada por un agujero negro en el centro de la Vía Láctea (las observaciones de 2006, 2010 y 2013 se muestran en azul, verde y rojo, respectivamente).
Simulación de lentes gravitacionales por un agujero negro, que distorsiona la imagen de una galaxia en el fondo
edad de oro
En 1958, David Finkelstein identificó la superficie de Schwarzschild como un horizonte de eventos , "una membrana unidireccional perfecta: las influencias causales pueden atravesarla en una sola dirección". Esto no contradecía estrictamente los resultados de Oppenheimer, sino que los extendía para incluir el punto de vista de los observadores en caída. La solución de Finkelstein amplió la solución de Schwarzschild para el futuro de los observadores que caen en un agujero negro. Una extensión completa ya había sido encontrado por Martin Kruskal , que instó a publicarla.
Estos resultados se produjeron al comienzo de la edad de oro de la relatividad general , que estuvo marcada por la relatividad general y los agujeros negros se convirtieron en los principales temas de investigación. Este proceso fue ayudado por el descubrimiento de púlsares por Jocelyn Bell Burnell en 1967, que, en 1969, demostraron ser estrellas de neutrones en rápida rotación . Hasta ese momento, las estrellas de neutrones, como los agujeros negros, se consideraban meras curiosidades teóricas; pero el descubrimiento de los púlsares mostró su relevancia física y estimuló un mayor interés en todo tipo de objetos compactos que podrían formarse por colapso gravitacional.
En este período se encontraron soluciones de agujeros negros más generales. En 1963, Roy Kerr encontró la solución exacta para un agujero negro giratorio . Dos años después, Ezra Newman encontró la solución axisimétrica para un agujero negro que es a la vez giratorio y con carga eléctrica . A través de la obra de Werner Israel , Brandon Carter , y David Robinson el teorema de no pelo emergieron, indicando que una solución agujero negro estacionaria está completamente descrito por los tres parámetros de la métrica de Kerr-Newman: masa , momento angular y carga eléctrica .
Al principio, se sospechó que las extrañas características de las soluciones de los agujeros negros eran artefactos patológicos de las condiciones de simetría impuestas, y que las singularidades no aparecerían en situaciones genéricas. Este punto de vista fue sostenido en particular por Vladimir Belinsky , Isaak Khalatnikov y Evgeny Lifshitz , quienes intentaron demostrar que no aparecen singularidades en soluciones genéricas. Sin embargo, a finales de la década de 1960, Roger Penrose y Stephen Hawking utilizaron técnicas globales para demostrar que las singularidades aparecen de forma genérica. Por este trabajo, Penrose recibió la mitad del Premio Nobel de Física 2020 , habiendo fallecido Hawking en 2018.
El trabajo de James Bardeen , Jacob Bekenstein , Carter y Hawking a principios de la década de 1970 condujo a la formulación de la termodinámica de los agujeros negros . Estas leyes describen el comportamiento de un agujero negro en estrecha analogía con las leyes de la termodinámica al relacionar la masa con la energía, el área con la entropía y la gravedad de la superficie con la temperatura . La analogía se completó cuando Hawking, en 1974, mostró que la teoría cuántica de campos implica que los agujeros negros deberían irradiar como un cuerpo negro con una temperatura proporcional a la gravedad superficial del agujero negro, prediciendo el efecto ahora conocido comoRadiación de Hawking .
Etimología
John Michell utilizó el término "estrella oscura", ya principios del siglo XX, los físicos utilizaron el término "objeto colapsado gravitacionalmente". La escritora científica Marcia Bartusiak atribuye el término "agujero negro" al físico Robert H. Dicke , quien a principios de la década de 1960 comparó el fenómeno con el Agujero Negro de Calcuta , conocido como una prisión donde la gente entra pero nunca sale con vida.
El término "agujero negro" fue utilizado en forma impresa por las revistas Life and Science News en 1963, y por la periodista científica Ann Ewing en su artículo " 'Black Holes' in Space", de fecha 18 de enero de 1964, que era un informe sobre una reunión de la Asociación Estadounidense para el Avance de la Ciencia celebrada en Cleveland, Ohio.
En diciembre de 1967, un estudiante supuestamente sugirió la frase "agujero negro" en una conferencia de John Wheeler ; Wheeler adoptó el término por su brevedad y "valor publicitario", y rápidamente se hizo popular, lo que llevó a algunos a darle crédito a Wheeler por haber acuñado la frase.
Propiedades y estructura
La conjetura sin pelo postula que, una vez que alcanza una condición estable después de la formación, un agujero negro tiene sólo tres propiedades físicas independientes: masa , carga y momento angular ; por lo demás, el agujero negro no tiene rasgos distintivos. Si la conjetura es cierta, dos agujeros negros cualesquiera que compartan los mismos valores para estas propiedades, o parámetros, son indistinguibles entre sí. El grado en que la conjetura es cierta para los agujeros negros reales bajo las leyes de la física moderna es actualmente un problema sin resolver.
Estas propiedades son especiales porque son visibles desde el exterior de un agujero negro. Por ejemplo, un agujero negro cargado repele otras cargas similares como cualquier otro objeto cargado. De manera similar, la masa total dentro de una esfera que contiene un agujero negro se puede encontrar usando el análogo gravitacional de la ley de Gauss (a través de la masa ADM ), lejos del agujero negro. Del mismo modo, el momento angular (o giro) se puede medir desde lejos usando el arrastre del cuadro por el campo gravitomagnético , a través, por ejemplo, del efecto Lense-Thirring .
Cuando un objeto cae en un agujero negro, cualquier información sobre la forma del objeto o la distribución de la carga en él se distribuye uniformemente a lo largo del horizonte del agujero negro y se pierde para los observadores externos. El comportamiento del horizonte en esta situación es un sistema disipativo que es muy análogo al de una membrana conductora elástica con fricción y resistencia eléctrica: el paradigma de la membrana . Esto es diferente de otras teorías de campo como el electromagnetismo, que no tienen fricción ni resistividad a nivel microscópico, porque son reversibles en el tiempo.. Debido a que un agujero negro finalmente alcanza un estado estable con solo tres parámetros, no hay forma de evitar perder información sobre las condiciones iniciales: los campos gravitacional y eléctrico de un agujero negro brindan muy poca información sobre lo que entró. La información que se pierde incluye todas las cantidades que no se pueden medir lejos del horizonte del agujero negro, incluidos los números cuánticos aproximadamente conservados , como el número total de bariones y el número de leptones . Este comportamiento es tan desconcertante que se le ha llamado la paradoja de la pérdida de información del agujero negro .
Ilustración simple de un agujero negro que no gira
Vista simulada de un agujero negro frente a la Gran Nube de Magallanes . Tenga en cuenta el efecto de lente gravitacional , que produce dos vistas ampliadas pero muy distorsionadas de la Nube. En la parte superior, el disco de la Vía Láctea aparece distorsionado en un arco.
Propiedades físicas
Los agujeros negros estáticos más simples tienen masa, pero no tienen carga eléctrica ni momento angular. Estos agujeros negros a menudo se denominan agujeros negros de Schwarzschild en honor a Karl Schwarzschild, quien descubrió esta solución en 1916. Según el teorema de Birkhoff , es la única solución de vacío que es esféricamente simétrica . Esto significa que no hay una diferencia observable a una distancia entre el campo gravitacional de dicho agujero negro y el de cualquier otro objeto esférico de la misma masa. La noción popular de un agujero negro que "absorbe todo" en su entorno es, por tanto, correcta sólo cerca del horizonte de un agujero negro; lejos, el campo gravitacional externo es idéntico al de cualquier otro cuerpo de la misma masa.
También existen soluciones que describen agujeros negros más generales. Los agujeros negros cargados no rotatorios se describen mediante la métrica Reissner-Nordström , mientras que la métrica Kerr describe un agujero negro rotatorio no cargado . La solución de agujero negro estacionario más general conocida es la métrica de Kerr-Newman , que describe un agujero negro con carga y momento angular.
Si bien la masa de un agujero negro puede tomar cualquier valor positivo, la carga y el momento angular están restringidos por la masa. En unidades de Planck , se espera que la carga eléctrica total Q y el momento angular total J satisfagan
Dilatación del tiempo gravitacional alrededor de un agujero negro
para un agujero negro de masa M . Los agujeros negros con la masa mínima posible que satisface esta desigualdad se denominan extremos . Existen soluciones de las ecuaciones de Einstein que violan esta desigualdad, pero no poseen un horizonte de eventos. Estas soluciones tienen las llamadas singularidades desnudas que se pueden observar desde el exterior y, por lo tanto, se consideran no físicas . La hipótesis de la censura cósmica descarta la formación de tales singularidades, cuando se crean a través del colapso gravitacional de la materia realista . Esto está respaldado por simulaciones numéricas.
Debido a la fuerza relativamente grande de la fuerza electromagnética , se espera que los agujeros negros que se forman a partir del colapso de las estrellas retengan la carga casi neutra de la estrella. Sin embargo, se espera que la rotación sea una característica universal de los objetos astrofísicos compactos. La fuente de rayos X binaria candidata a agujero negro GRS 1915 + 105 parece tener un momento angular cercano al valor máximo permitido. Ese límite no cargado es
permitiendo la definición de un parámetro de giro adimensional tal que
Los agujeros negros se clasifican habitualmente según su masa, independiente del momento angular, J . El tamaño de un agujero negro, determinado por el radio del horizonte de sucesos, o radio de Schwarzschild , es proporcional a la masa, M , a través de
donde r s es el radio de Schwarzschild y M Sun es la masa del Sol . Para un agujero negro con un giro distinto de cero y / o carga eléctrica, el radio es más pequeño, hasta que un agujero negro extremo podría tener un horizonte de eventos cercano a
Horizonte de eventos
La característica definitoria de un agujero negro es la aparición de un horizonte de eventos, un límite en el espacio-tiempo a través del cual la materia y la luz pueden pasar solo hacia adentro, hacia la masa del agujero negro. Nada, ni siquiera la luz, puede escapar del interior del horizonte de sucesos. El horizonte de eventos se conoce como tal porque si un evento ocurre dentro del límite, la información de ese evento no puede llegar a un observador externo, lo que hace imposible determinar si tal evento ocurrió.
Como predice la relatividad general, la presencia de una masa deforma el espacio-tiempo de tal manera que los caminos que toman las partículas se inclinan hacia la masa. En el horizonte de sucesos de un agujero negro, esta deformación se vuelve tan fuerte que no hay caminos que se alejen del agujero negro.
Para un observador distante, los relojes cercanos a un agujero negro parecerían marcar más lentamente que los que están más lejos del agujero negro. Debido a este efecto, conocido como dilatación del tiempo gravitacional , un objeto que cae en un agujero negro parece ralentizarse a medida que se acerca al horizonte de sucesos, tardando un tiempo infinito en alcanzarlo. Al mismo tiempo, todos los procesos en este objeto se ralentizan, desde el punto de vista de un observador externo fijo, haciendo que cualquier luz emitida por el objeto parezca más roja y más tenue, un efecto conocido como desplazamiento al rojo gravitacional . Eventualmente, el objeto que cae se desvanece hasta que ya no se puede ver. Normalmente, este proceso ocurre muy rápidamente con un objeto que desaparece de la vista en menos de un segundo.
Por otro lado, los observadores indestructibles que caen en un agujero negro no notan ninguno de estos efectos cuando cruzan el horizonte de eventos. Según sus propios relojes, que les parece que marcan con normalidad, cruzan el horizonte de sucesos después de un tiempo finito sin notar ningún comportamiento singular; en la relatividad general clásica, es imposible determinar la ubicación del horizonte de eventos a partir de observaciones locales, debido al principio de equivalencia de Einstein .
La topología del horizonte de sucesos de un agujero negro en equilibrio es siempre esférica. Para los agujeros negros no giratorios (estáticos), la geometría del horizonte de eventos es precisamente esférica, mientras que para los agujeros negros giratorios el horizonte de eventos es achatado.
Singularidad
En el centro de un agujero negro, como lo describe la relatividad general, puede haber una singularidad gravitacional , una región donde la curvatura del espacio-tiempo se vuelve infinita. Para un agujero negro no giratorio, esta región toma la forma de un solo punto y para un agujero negro giratorio , se difumina para formar una singularidad de anillo que se encuentra en el plano de rotación. En ambos casos, la región singular tiene un volumen cero. También se puede demostrar que la región singular contiene toda la masa de la solución del agujero negro. Por tanto, se puede pensar que la región singular tiene una densidad infinita .
Los observadores que caen en un agujero negro de Schwarzschild (es decir, sin rotación y sin carga) no pueden evitar ser llevados a la singularidad una vez que cruzan el horizonte de eventos. Pueden prolongar la experiencia acelerando para ralentizar su descenso, pero solo hasta un límite. Cuando alcanzan la singularidad, se trituran a una densidad infinita y su masa se suma al total del agujero negro. Antes de que eso suceda, habrán sido destrozados por las crecientes fuerzas de las mareas en un proceso que a veces se denomina espaguetificación o "efecto fideo".
En el caso de un agujero negro cargado (Reissner-Nordström) o en rotación (Kerr), es posible evitar la singularidad. Extender estas soluciones tanto como sea posible revela la posibilidad hipotética de salir del agujero negro a un espacio-tiempo diferente con el agujero negro actuando como un agujero de gusano . Sin embargo, la posibilidad de viajar a otro universo es solo teórica, ya que cualquier perturbación destruiría esta posibilidad. [103] También parece posible seguir curvas cerradas en forma de tiempo (volviendo al propio pasado) alrededor de la singularidad de Kerr, lo que lleva a problemas de causalidad como la paradoja del abuelo . Se espera que ninguno de estos efectos peculiares sobreviviría en un tratamiento cuántico adecuado de los agujeros negros rotativos y cargados.
La aparición de singularidades en la relatividad general se percibe comúnmente como una señal del colapso de la teoría. Sin embargo, se espera este desglose; ocurre en una situación en la que los efectos cuánticos deberían describir estas acciones, debido a la densidad extremadamente alta y, por lo tanto, a las interacciones de las partículas. Hasta la fecha, no ha sido posible combinar los efectos cuánticos y gravitacionales en una sola teoría, aunque existen intentos de formular tal teoría de la gravedad cuántica . En general, se espera que tal teoría no presente ninguna singularidad.
Esfera de fotones
La esfera de fotones es un límite esférico de espesor cero en el que los fotones que se mueven en tangentes a esa esfera quedarían atrapados en una órbita circular alrededor del agujero negro. Para los agujeros negros que no giran, la esfera de fotones tiene un radio 1,5 veces el radio de Schwarzschild. Sus órbitas serían dinámicamente inestables , por lo tanto, cualquier pequeña perturbación, como una partícula de materia que cae, causaría una inestabilidad que aumentaría con el tiempo, ya sea colocando al fotón en una trayectoria hacia afuera y haciendo que escape del agujero negro, o hacia adentro. espiral donde eventualmente cruzaría el horizonte de eventos.
Si bien la luz aún puede escapar de la esfera de fotones, cualquier luz que cruce la esfera de fotones en una trayectoria entrante será capturada por el agujero negro. Por lo tanto, cualquier luz que llegue a un observador externo desde la esfera de fotones debe haber sido emitida por objetos entre la esfera de fotones y el horizonte de eventos. Para un agujero negro de Kerr, el radio de la esfera de fotones depende del parámetro de giro y de los detalles de la órbita del fotón, que puede ser programada (el fotón gira en el mismo sentido del giro del agujero negro) o retrógrada.
Ergosfera
Los agujeros negros giratorios están rodeados por una región del espacio-tiempo en la que es imposible permanecer quieto, llamada ergosfera. Este es el resultado de un proceso conocido como arrastre de fotogramas ; la relatividad general predice que cualquier masa en rotación tenderá a "arrastrarse" ligeramente a lo largo del espacio-tiempo que la rodea inmediatamente. Cualquier objeto cerca de la masa en rotación tenderá a comenzar a moverse en la dirección de rotación. Para un agujero negro en rotación, este efecto es tan fuerte cerca del horizonte de eventos que un objeto tendría que moverse más rápido que la velocidad de la luz en la dirección opuesta para quedarse quieto.
La ergosfera de un agujero negro es un volumen cuyo límite interior es el horizonte de sucesos del agujero negro y un límite exterior llamado ergosuperficie , que coincide con el horizonte de sucesos en los polos pero notablemente más ancho alrededor del ecuador.
Los objetos y la radiación pueden escapar normalmente de la ergosfera. A través del proceso de Penrose , los objetos pueden emerger de la ergosfera con más energía de la que entraron. La energía extra se toma de la energía rotacional del agujero negro. Por lo tanto, la rotación del agujero negro se ralentiza. Una variación del proceso de Penrose en presencia de fuertes campos magnéticos, el proceso de Blandford-Znajek se considera un mecanismo probable para la enorme luminosidad y los chorros relativistas de los cuásares y otros núcleos galácticos activos .
Órbita circular estable más interna (CIUO)
Órbita circular estable más interna
En la gravedad newtoniana , las partículas de prueba pueden orbitar de manera estable a distancias arbitrarias de un objeto central. En la relatividad general , sin embargo, existe una órbita circular estable más interna (a menudo llamada ISCO), dentro de la cual, cualquier perturbación infinitesimal a una órbita circular conducirá a inspiral en el agujero negro. La ubicación de la CIUO depende del giro del agujero negro, en el caso de un agujero negro de Schwarzschild (giro cero) es:
Lejos del agujero negro, una partícula puede moverse en cualquier dirección, como lo ilustra el conjunto de flechas. Está restringido solo por la velocidad de la luz.
Más cerca del agujero negro, el espacio-tiempo comienza a deformarse. Hay más caminos que van hacia el agujero negro que caminos que se alejan.
Dentro del horizonte de eventos, todos los caminos acercan la partícula al centro del agujero negro. Ya no es posible que la partícula escape.
La ergosfera es una región fuera del horizonte de eventos, donde los objetos no pueden permanecer en su lugar.
y disminuye al aumentar el giro del agujero negro para las partículas que orbitan en la misma dirección que el giro.
Formación y evolución
Dado el carácter extraño de los agujeros negros, durante mucho tiempo se cuestionó si tales objetos podrían existir realmente en la naturaleza o si eran simplemente soluciones patológicas a las ecuaciones de Einstein. El propio Einstein pensó erróneamente que los agujeros negros no se formarían, porque sostuvo que el momento angular de las partículas que colapsan estabilizaría su movimiento en algún radio. Esto llevó a la comunidad de la relatividad general a rechazar todos los resultados en sentido contrario durante muchos años. Sin embargo, una minoría de relativistas continuó afirmando que los agujeros negros eran objetos físicos, y para fines de la década de 1960, habían persuadido a la mayoría de los investigadores en el campo de que no hay obstáculos para la formación de un horizonte de eventos.
Penrose demostró que una vez que se forma un horizonte de sucesos, la relatividad general sin mecánica cuántica requiere que se forme una singularidad en su interior. Poco después, Hawking mostró que muchas soluciones cosmológicas que describen el Big Bang tienen singularidades sin campos escalares u otra materia exótica (ver " Teoremas de singularidad de Penrose-Hawking "). La solución de Kerr , el teorema sin pelo y las leyes de la termodinámica de los agujeros negrosdemostró que las propiedades físicas de los agujeros negros eran simples y comprensibles, lo que los convertía en sujetos respetables para la investigación. Los agujeros negros convencionales se forman por el colapso gravitacional de objetos pesados como las estrellas, pero en teoría también pueden formarse mediante otros procesos.
Simulación de la colisión de dos agujeros negros
Colapso gravitacional
El colapso gravitacional ocurre cuando la presión interna de un objeto es insuficiente para resistir la propia gravedad del objeto. En el caso de las estrellas, esto suele ocurrir porque a una estrella le queda muy poco "combustible" para mantener su temperatura a través de la nucleosíntesis estelar , o porque una estrella que habría sido estable recibe materia extra de una manera que no eleva su temperatura central. En cualquier caso, la temperatura de la estrella ya no es lo suficientemente alta para evitar que colapse por su propio peso. El colapso puede ser detenido por la presión degenerativa de los componentes de la estrella, lo que permite la condensación de la materia en un estado exótico más denso . El resultado es uno de los varios tipos de estrella compacta. El tipo de formas depende de la masa del remanente de la estrella original que queda si las capas externas se han volado (por ejemplo, en una supernova de Tipo II ). La masa del remanente, el objeto colapsado que sobrevive a la explosión, puede ser sustancialmente menor que la de la estrella original. Los remanentes que superan los 5 M ☉ son producidos por estrellas que tenían más de 20 M ☉ antes del colapso.
Si la masa del remanente excede alrededor de 3-4 M ☉ (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ), ya sea porque la estrella original era muy pesada o porque el remanente acumuló masa adicional a través de la acumulación de materia, incluso la presión de degeneración de neutrones es insuficiente para detener el colapso. Ningún mecanismo conocido (excepto posiblemente la presión de degeneración de los quarks, ver estrella de quarks ) es lo suficientemente poderoso como para detener la implosión y el objeto colapsará inevitablemente para formar un agujero negro.
Se supone que el colapso gravitacional de estrellas pesadas es responsable de la formación de agujeros negros de masa estelar . La formación de estrellas en el universo temprano puede haber dado lugar a estrellas muy masivas, que tras su colapso habrían producido agujeros negros de hasta 10 3 M ☉ . Estos agujeros negros podrían ser las semillas de los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de la mayoría de las galaxias. [124] Se ha sugerido además que agujeros negros masivos con masas típicas de ~ 10 5 M ☉ podrían haberse formado a partir del colapso directo de nubes de gas en el universo joven. Estos objetos masivos se han propuesto como las semillas que finalmente formaron los primeros cuásares observados ya en el corrimiento al rojo.
Impresión artística de la semilla supermasiva de un agujero negro [123]
. Algunos candidatos para tales objetos se han encontrado en observaciones del universo joven.
Si bien la mayor parte de la energía liberada durante el colapso gravitacional se emite muy rápidamente, un observador externo en realidad no ve el final de este proceso. Aunque el colapso toma una cantidad de tiempo finita desde el marco de referencia de la materia que cae, un observador distante vería que el material que cae lentamente se detendrá justo por encima del horizonte de eventos, debido a la dilatación del tiempo gravitacional . La luz del material que colapsa tarda cada vez más en llegar al observador, y la luz emitida justo antes de que se forme el horizonte de eventos se retrasa una cantidad infinita de tiempo. Así, el observador externo nunca ve la formación del horizonte de eventos; en cambio, el material que colapsa parece volverse más tenue y cada vez más desplazado hacia el rojo, eventualmente desapareciendo.
Agujeros negros primordiales y el Big Bang
El colapso gravitacional requiere una gran densidad. En la época actual del universo, estas altas densidades se encuentran solo en las estrellas, pero en el universo temprano, poco después del Big Bang, las densidades eran mucho mayores, lo que posiblemente permitió la creación de agujeros negros. La alta densidad por sí sola no es suficiente para permitir la formación de agujeros negros, ya que una distribución de masa uniforme no permitirá que la masa se amontone. Para que los agujeros negros primordiales se hayan formado en un medio tan denso, debe haber habido perturbaciones de densidad iniciales que luego podrían crecer bajo su propia gravedad. Los diferentes modelos para el universo temprano varían ampliamente en sus predicciones de la escala de estas fluctuaciones. Varios modelos predicen la creación de agujeros negros primordiales que varían en tamaño desde una masa de Plancka cientos de miles de masas solares.
A pesar de que el universo primitivo era extremadamente denso, mucho más denso de lo que normalmente se requiere para formar un agujero negro, no volvió a colapsar en un agujero negro durante el Big Bang. Los modelos para el colapso gravitacional de objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas , no se aplican necesariamente de la misma manera al espacio en rápida expansión como el Big Bang.
Colisiones de alta energía
El colapso gravitacional no es el único proceso que podría crear agujeros negros. En principio, los agujeros negros podrían formarse en colisiones de alta energía que logren una densidad suficiente. A partir de 2002, no se han detectado tales eventos, ya sea directa o indirectamente como una deficiencia del balance de masa en experimentos con aceleradores de partículas . Esto sugiere que debe haber un límite inferior para la masa de los agujeros negros. En teoría, se espera que este límite se sitúe alrededor de la masa de Planck ( m P = √ ħ c / G ≈1,2 × 10 19 GeV / c 2 ≈2,2 × 10 −8 kg ), donde se espera que los efectos cuánticos invaliden las predicciones de la relatividad general. Esto pondría la creación de agujeros negros firmemente fuera del alcance de cualquier proceso de alta energía que ocurra en la Tierra o cerca de ella. Sin embargo, ciertos desarrollos en la gravedad cuántica sugieren que la masa mínima de un agujero negro podría ser mucho menor: algunos escenarios de mundo brana, por ejemplo, colocan el límite tan bajo como1 TeV / c 2 . Esto haría concebible la creación de microagujeros negros en las colisiones de alta energía que ocurren cuando los rayos cósmicos golpean la atmósfera de la Tierra, o posiblemente en el Gran Colisionador de Hadrones en el CERN . Estas teorías son muy especulativas y muchos especialistas consideran poco probable la creación de agujeros negros en estos procesos. Incluso si se pudieran formar microagujeros negros, se espera que se evaporen en unos 10-25 segundos, sin representar una amenaza para la Tierra.
Crecimiento
Una vez que se ha formado un agujero negro, puede seguir creciendo absorbiendo materia adicional . Cualquier agujero negro absorberá continuamente gas y polvo interestelar de su entorno. Este proceso de crecimiento es una posible forma a través de la cual se pueden haber formado algunos agujeros negros supermasivos, aunque la formación de agujeros negros supermasivos sigue siendo un campo de investigación abierto. Se ha sugerido un proceso similar para la formación de agujeros negros de masa intermedia que se encuentran en cúmulos globulares .Los agujeros negros también pueden fusionarse con otros objetos como estrellas o incluso con otros agujeros negros. Se cree que esto fue importante, especialmente en el crecimiento temprano de los agujeros negros supermasivos, que podrían haberse formado a partir de la agregación de muchos objetos más pequeños. El proceso también se ha propuesto como el origen de algunos agujeros negros de masa intermedia .
Evaporación
En 1974, Hawking predijo que los agujeros negros no son completamente negros sino que emiten pequeñas cantidades de radiación térmica a una temperatura ℏ c 3 / (8 π G M k B ); este efecto se conoce como radiación de Hawking . Al aplicar la teoría cuántica de campos a un fondo de agujero negro estático, determinó que un agujero negro debería emitir partículas que muestren un espectro de cuerpo negro perfecto . Desde la publicación de Hawking, muchos otros han verificado el resultado a través de varios enfoques. Si la teoría de Hawking sobre la radiación de los agujeros negros es correcta, se espera que los agujeros negros se encojan y se evaporen con el tiempo a medida que pierden masa por la emisión de fotones y otras partículas. La temperatura de este espectro térmico ( temperatura de Hawking ) es proporcional a la gravedad de la superficie del agujero negro, que, para un agujero negro de Schwarzschild, es inversamente proporcional a la masa. Por lo tanto, los agujeros negros grandes emiten menos radiación que los agujeros negros pequeños.
Un agujero negro estelar de 1 M ☉ tiene una temperatura de Hawking de 62 nanokelvins . Esto es mucho menor que la temperatura de 2,7 K de la radiación cósmica de fondo de microondas. Los agujeros negros de masa estelar o más grandes reciben más masa del fondo cósmico de microondas de la que emiten a través de la radiación de Hawking y, por lo tanto, crecerán en lugar de encogerse. Para tener una temperatura de Hawking superior a 2,7 K (y poder evaporarse), un agujero negro necesitaría una masa menor que la Luna . Tal agujero negro tendría un diámetro de menos de una décima de milímetro.
Si un agujero negro es muy pequeño, se espera que los efectos de la radiación sean muy fuertes. Un agujero negro con la masa de un automóvil tendría un diámetro de aproximadamente 10-24 my tardaría un nanosegundo en evaporarse, tiempo durante el cual brevemente tendría una luminosidad de más de 200 veces la del Sol. Se espera que los agujeros negros de menor masa se evaporen aún más rápido; por ejemplo, un agujero negro de masa 1 TeV / c 2 tardaría menos de 10-88 segundos en evaporarse por completo. Para un agujero negro tan pequeño, se espera que los efectos de la gravitación cuántica jueguen un papel importante y podrían hipotéticamente hacer que un agujero negro tan pequeño sea estable, aunque los desarrollos actuales en la gravedad cuántica no indican que este sea el caso.
Se predice que la radiación de Hawking para un agujero negro astrofísico será muy débil y, por lo tanto, sería extremadamente difícil de detectar desde la Tierra. Sin embargo, una posible excepción es el estallido de rayos gamma emitidos en la última etapa de la evaporación de los agujeros negros primordiales. Las búsquedas de tales destellos no han tenido éxito y proporcionan límites estrictos sobre la posibilidad de existencia de agujeros negros primordiales de baja masa. El telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA lanzado en 2008 continuará la búsqueda de estos destellos.
Si los agujeros negros se evaporan a través de la radiación de Hawking , un agujero negro de masa solar se evaporará (comenzando una vez que la temperatura del fondo cósmico de microondas descienda por debajo de la del agujero negro) durante un período de 10 64 años. Un agujero negro supermasivo con una masa de 10 11 (100 mil millones) M ☉ se evaporará en alrededor de 2 × 10 100 años. Se predice que algunos monstruosos agujeros negros en el universo continuarán creciendo hasta quizás 10 14 M ☉ durante el colapso de supercúmulos de galaxias. Incluso estos se evaporarían en una escala de tiempo de hasta 10 106 años.
Evidencia observacional
Evento simulado en el detector CMS: una colisión en la que se puede crear un micro agujero negro
contexto
de cerca
agujero negro supermasivo
Por naturaleza, los agujeros negros no emiten por sí mismos ninguna radiación electromagnética que no sea la hipotética radiación de Hawking , por lo que los astrofísicos que buscan agujeros negros generalmente deben confiar en observaciones indirectas. Por ejemplo, la existencia de un agujero negro a veces se puede inferir observando su influencia gravitacional sobre su entorno.
El 10 de abril de 2019 se publicó una imagen de un agujero negro, que se ve ampliada porque los caminos de luz cerca del horizonte de eventos están muy doblados. La sombra oscura en el medio es el resultado de trayectorias de luz absorbidas por el agujero negro. La imagen es de color falso , ya que el halo de luz detectado en esta imagen no está en el espectro visible, sino en ondas de radio.
El Event Horizon Telescope (EHT), es un programa activo que observa directamente el entorno inmediato del horizonte de eventos de los agujeros negros, como el agujero negro en el centro de la Vía Láctea. En abril de 2017, EHT comenzó a observar el agujero negro en el centro de Messier 87. "En total, ocho observatorios de radio en seis montañas y cuatro continentes observaron la galaxia en Virgo de forma intermitente durante 10 días en abril de 2017" para proporcionar los datos que producen la imagen dos años después, en abril de 2019. Después de dos años de procesamiento de datos, EHT publicó la primera imagen directa de un agujero negro, específicamente el agujero negro supermasivo que se encuentra en el centro de la galaxia antes mencionada. Lo que es visible no es el agujero negro, que se muestra como negro debido a la pérdida de toda la luz dentro de esta región oscura, sino que son los gases en el borde del horizonte de eventos, que se muestran como naranja o rojo, los que definen el negro. agujero.
Se cree que el brillo de este material en la mitad "inferior" de la imagen EHT procesada es causado por el haz Doppler , por el cual el material que se acerca al espectador a velocidades relativistas se percibe como más brillante que el material que se aleja. En el caso de un agujero negro este fenómeno implica que el material visible está rotando a velocidades relativistas (> 1.000 km / s), las únicas velocidades a las que es posible equilibrar centrífugamente la inmensa atracción gravitacional de la singularidad, y así permanecer en órbita por encima del horizonte de sucesos. Esta configuración de material brillante implica que el EHT observó M87 * desde una perspectiva capturando el disco de acreción del agujero negro casi de borde, mientras todo el sistema giraba en el sentido de las agujas del reloj. Sin embargo, el extremo lente gravitacional asociadas con los agujeros negros producen la ilusión de una perspectiva que ve el disco de acreción desde arriba. En realidad, la mayor parte del anillo en la imagen EHT se creó cuando la luz emitida por el lado más alejado del disco de acreción se dobló alrededor del pozo de gravedad del agujero negro y escapó de tal manera que la mayoría de las perspectivas posibles en M87 * pueden ver el disco completo. incluso eso directamente detrás de la "sombra".
Antes de esto, en 2015, el EHT detectó campos magnéticos justo fuera del horizonte de eventos de Sagitario A *, e incluso discernió algunas de sus propiedades. Se descubrió que las líneas de campo que atraviesan el disco de acreción son una mezcla compleja de ordenada y enredada. La existencia de campos magnéticos había sido predicha por estudios teóricos de agujeros negros.
La impresión de este artista muestra los caminos de los fotones en las proximidades de un agujero negro. La curvatura gravitacional y la captura de luz por el horizonte de eventos es la causa de la sombra capturada por el Event Horizon Telescope.
Oscilaciones cuasi-periódicas
Detección de ondas gravitacionales de la fusión de agujeros negros
Las emisiones de rayos X de los discos de acreción a veces parpadean a determinadas frecuencias. Estas señales se denominan oscilaciones cuasi-periódicas y se cree que son causadas por el material que se mueve a lo largo del borde interno del disco de acreción (la órbita circular estable más interna). Como tal, su frecuencia está relacionada con la masa del objeto compacto. Por tanto, se pueden utilizar como una forma alternativa de determinar la masa de los agujeros negros candidatos.
Núcleos galácticos
Los astrónomos utilizan el término " galaxia activa " para describir galaxias con características inusuales, como una emisión de línea espectral inusual y una emisión de radio muy fuerte. Estudios teóricos y observacionales han demostrado que la actividad en estos núcleos galácticos activos (AGN) puede explicarse por la presencia de agujeros negros supermasivos , que pueden ser millones de veces más masivos que los estelares. Los modelos de estos AGN consisten en un agujero negro central que puede ser millones o miles de millones de veces más masivo que el Sol ; un disco de gas y polvo llamado disco de acreción; y dos chorros perpendiculares al disco de acreción.
Aunque se espera que se encuentren agujeros negros supermasivos en la mayoría de los AGN, solo se han estudiado más cuidadosamente los núcleos de algunas galaxias en un intento de identificar y medir las masas reales de los candidatos de agujero negro supermasivo central. Algunas de las galaxias más notables con candidatos a agujero negro supermasivo incluyen la Galaxia de Andrómeda , M32 , M87 , NGC 3115 , NGC 3377 , NGC 4258 , NGC 4889 , NGC 1277 , OJ 287 , APM 08279 + 5255 y la Galaxia Sombrero .
Ahora se acepta ampliamente que el centro de casi todas las galaxias, no solo las activas, contiene un agujero negro supermasivo.] La estrecha correlación observacional entre la masa de este agujero y la velocidad de dispersión del abultamiento de la galaxia anfitriona , conocida como relación M-sigma , sugiere fuertemente una conexión entre la formación del agujero negro y la propia galaxia.
El 14 de septiembre de 2015, el observatorio de ondas gravitacionales LIGO realizó la primera observación directa exitosa de ondas gravitacionales . La señal fue consistente con las predicciones teóricas para las ondas gravitacionales producidas por la fusión de dos agujeros negros: uno con aproximadamente 36 masas solares y el otro alrededor de 29 masas solares. Esta observación proporciona la evidencia más concreta de la existencia de agujeros negros hasta la fecha. Por ejemplo, la señal de la onda gravitacional sugiere que la separación de los dos objetos antes de la fusión era de solo 350 km (o aproximadamente cuatro veces el radio de Schwarzschild correspondiente a las masas inferidas). Por lo tanto, los objetos deben haber sido extremadamente compactos, dejando los agujeros negros como la interpretación más plausible.
Más importante aún, la señal observada por LIGO también incluyó el inicio del ringdown posterior a la fusión , la señal producida cuando el objeto compacto recién formado se establece en un estado estacionario. Podría decirse que el ringdown es la forma más directa de observar un agujero negro. A partir de la señal LIGO es posible extraer la frecuencia y el tiempo de amortiguación del modo dominante del ringdown. A partir de estos, es posible inferir la masa y el momento angular del objeto final, que coinciden con las predicciones independientes de las simulaciones numéricas de la fusión. La frecuencia y el tiempo de caída del modo dominante están determinados por la geometría de la esfera de fotones. Por lo tanto, la observación de este modo confirma la presencia de una esfera de fotones, sin embargo, no puede excluir posibles alternativas exóticas a los agujeros negros que son lo suficientemente compactos como para tener una esfera de fotones.
La observación también proporciona la primera evidencia de observación de la existencia de binarios de agujeros negros de masa estelar. Además, es la primera evidencia de observación de agujeros negros de masa estelar que pesan 25 masas solares o más.
Desde entonces , se han observado muchos más eventos de ondas gravitacionales .
Movimientos adecuados de las estrellas que orbitan Sagitario A *
Los movimientos adecuados de las estrellas cerca del centro de nuestra propia Vía Láctea proporcionan una fuerte evidencia de observación de que estas estrellas están orbitando un agujero negro supermasivo. Desde 1995, los astrónomos han seguido los movimientos de 90 estrellas que orbitan un objeto invisible que coincide con la fuente de radio Sagitario A * . Al ajustar sus movimientos a las órbitas keplerianas , los astrónomos pudieron inferir, en 1998, que un objeto de 2,6 millones de M ☉ debe estar contenido en un volumen con un radio de 0,02 años luz para provocar los movimientos de esas estrellas. Desde entonces, una de las estrellas, llamada S2—Ha completado una órbita completa. A partir de los datos orbitales, los astrónomos pudieron refinar los cálculos de la masa a 4,3 millones de M ☉ y un radio de menos de 0,002 años luz para el objeto que causa el movimiento orbital de esas estrellas. El límite superior del tamaño del objeto es todavía demasiado grande para probar si es más pequeño que su radio de Schwarzschild; sin embargo, estas observaciones sugieren fuertemente que el objeto central es un agujero negro supermasivo ya que no hay otros escenarios plausibles para confinar tanta masa invisible en un volumen tan pequeño. Además, existe alguna evidencia de observación de que este objeto podría poseer un horizonte de eventos, una característica exclusiva de los agujeros negros.
Acreción de materia
Debido a la conservación del momento angular , gas que cae en el pozo gravitacional creado por un objeto masivo típicamente formará una estructura en forma de disco alrededor del objeto. Las impresiones de los artistas, como la representación que lo acompaña de un agujero negro con corona, comúnmente representan el agujero negro como si fuera un cuerpo de espacio plano que oculta la parte del disco justo detrás de él, pero en realidad la lente gravitacional distorsionaría enormemente la imagen del disco de acreción.
Dentro de un disco de este tipo, la fricción provocaría que el momento angular se transportara hacia afuera, lo que permitiría que la materia cayera más hacia adentro, liberando así energía potencial y aumentando la temperatura del gas.
Cuando el objeto de acreción es una estrella de neutrones o un agujero negro, el gas en el disco de acreción interno orbita a velocidades muy altas debido a su proximidad al objeto compacto . La fricción resultante es tan significativa que calienta el disco interno a temperaturas a las que emite grandes cantidades de radiación electromagnética (principalmente rayos X). Estas fuentes de rayos X brillantes pueden ser detectadas por telescopios. Este proceso de acreción es uno de los procesos de producción de energía más eficientes que se conocen; hasta el 40% de la masa restante del material acretado puede emitirse como radiación. (En la fusión nuclear, solo alrededor del 0,7% de la masa en reposo se emitirá como energía). En muchos casos, los discos de acreción van acompañados de chorros relativistas.que se emiten a lo largo de los polos, que se llevan gran parte de la energía. El mecanismo para la creación de estos jets actualmente no se comprende bien, en parte debido a la falta de datos.
Como tal, muchos de los fenómenos más energéticos del universo se han atribuido a la acumulación de materia en los agujeros negros. En particular, se cree que los núcleos galácticos activos y los cuásares son los discos de acreción de los agujeros negros supermasivos. De manera similar, generalmente se acepta que las binarias de rayos X son sistemas estelares binarios en los que una de las dos estrellas es un objeto compacto que acumula materia de su compañera. También se ha sugerido que algunas fuentes de rayos X ultraluminosos pueden ser los discos de acreción de agujeros negros de masa intermedia .
En noviembre de 2011 se informó de la primera observación directa de un disco de acreción de cuásar alrededor de un agujero negro supermasivo.
Binarios de rayos X
Las binarias de rayos X son sistemas estelares binarios que emiten la mayor parte de su radiación en la parte de rayos X del espectro. Generalmente se cree que estas emisiones de rayos X se producen cuando una de las estrellas (objeto compacto) acumula materia de otra estrella (regular). La presencia de una estrella ordinaria en dicho sistema brinda la oportunidad de estudiar el objeto central y determinar si podría ser un agujero negro.
Si tal sistema emite señales que pueden rastrearse directamente hasta el objeto compacto, no puede ser un agujero negro. Sin embargo, la ausencia de dicha señal no excluye la posibilidad de que el objeto compacto sea una estrella de neutrones. Al estudiar la estrella compañera, a menudo es posible obtener los parámetros orbitales del sistema y obtener una estimación de la masa del objeto compacto. Si es mucho mayor que el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (la masa máxima que puede tener una estrella sin colapsar), entonces el objeto no puede ser una estrella de neutrones y generalmente se espera que sea un agujero negro.
El primer candidato fuerte para un agujero negro, Cygnus X-1 , fue descubierto de esta manera por Charles Thomas Bolton , Louise Webster y Paul Murdin en 1972. Sin embargo, quedaron algunas dudas debido a las incertidumbres que resultan de que la estrella compañera es mucho más pesada que el agujero negro candidato. Actualmente, los mejores candidatos para los agujeros negros se encuentran en una clase de binarios de rayos X llamados transitorios de rayos X suaves. En esta clase de sistema, la estrella compañera tiene una masa relativamente baja, lo que permite estimaciones más precisas de la masa del agujero negro. Además, estos sistemas emiten rayos X de forma activa sólo durante varios meses una vez cada 10 a 50 años. Durante el período de baja emisión de rayos X (llamado quiescencia), el disco de acreción es extremadamente débil, lo que permite una observación detallada de la estrella compañera durante este período. Uno de los mejores candidatos es V404 Cygni .
Esta animación compara los "latidos" de rayos X de GRS 1915 e IGR J17091, dos agujeros negros que ingieren gas de estrellas compañeras.
Desenfoque de rayos X cerca del agujero negro ( NuSTAR ; 12 de agosto de 2014)
Agujero negro con corona, fuente de rayos X (concepto del artista)
Las ondas magnéticas, llamadas ondas S de Alfvén , fluyen desde la base de los chorros de los agujeros negros.
Una imagen del Observatorio de Rayos X Chandra de Cygnus X-1 , que fue el primer candidato fuerte a agujero negro descubierto
Simulación por computadora de una estrella consumida por un agujero negro. El punto azul indica la ubicación del agujero negro.
La NASA simuló una vista desde fuera del horizonte de un agujero negro de Schwarzschild iluminado por un delgado disco de acreción.
Aparición prevista de un agujero negro no giratorio con un anillo toroidal de materia ionizada, como se ha propuesto como modelo para Sagitario A * . La asimetría se debe al efecto Doppler resultante de la enorme velocidad orbital necesaria para el equilibrio centrífugo de la fuerte atracción gravitacional del agujero.
Otra forma en que se puede probar la naturaleza del agujero negro de un objeto en el futuro es mediante la observación de los efectos causados por un fuerte campo gravitacional en su vecindad. Uno de estos efectos es el efecto de lente gravitacional : la deformación del espacio-tiempo alrededor de un objeto masivo hace que los rayos de luz se desvíen tanto como la luz que pasa a través de una lente óptica . Se han hecho observaciones de lentes gravitacionales débiles, en las que los rayos de luz son desviados solo por unos pocos segundos de arco . Sin embargo, nunca se ha observado directamente en busca de un agujero negro. Una posibilidad de observar lentes gravitacionales por un agujero negro sería observar estrellas en órbita alrededor del agujero negro. Hay varios candidatos para tal observación en órbita alrededorSagitario A * .
Detección de un destello de rayos X inusualmente brillante de Sagitario A * , un agujero negro en el centro de la Vía Láctea el 5 de enero de 2015
Microlente (propuesto)
Simulación de una nube de gas después de una aproximación cercana al agujero negro en el centro de la Vía Láctea.
La evidencia de los agujeros negros estelares se basa en gran medida en la existencia de un límite superior para la masa de una estrella de neutrones. El tamaño de este límite depende en gran medida de las suposiciones hechas sobre las propiedades de la materia densa. Nuevas fases exóticas de la materia podrían impulsar este límite. Una fase de libre quarks en alta densidad podría permitir la existencia de densas estrellas de quarks , y algunos supersimétricas modelos predicen la existencia de estrellas Q . Algunas extensiones del modelo estándar postulan la existencia de preones como bloques de construcción fundamentales de quarks y leptones., que hipotéticamente podría formar estrellas preón . Estos modelos hipotéticos podrían potencialmente explicar una serie de observaciones de candidatos a agujeros negros estelares. Sin embargo, a partir de argumentos en relatividad general se puede demostrar que cualquier objeto de este tipo tendrá una masa máxima.
Puesto que la densidad media de un agujero negro dentro de su radio de Schwarzschild es inversamente proporcional al cuadrado de su masa, agujeros negros son mucho menos densos que los agujeros negros estelares (la densidad media de un 10 8 M ☉ agujero negro es comparable a la de agua). En consecuencia, la física de la materia que forma un agujero negro supermasivo se comprende mucho mejor y las posibles explicaciones alternativas para las observaciones de los agujeros negros supermasivos son mucho más mundanas. Por ejemplo, un agujero negro supermasivo podría ser modelado por un gran grupo de objetos muy oscuros. Sin embargo, estas alternativas no suelen ser lo suficientemente estables para explicar los candidatos a agujero negro supermasivo.
La evidencia de la existencia de agujeros negros estelares y supermasivos implica que para que los agujeros negros no se formen, la relatividad general debe fallar como teoría de la gravedad, quizás debido al inicio de correcciones mecánicas cuánticas . Una característica muy esperada de una teoría de la gravedad cuántica es que no presentará singularidades ni horizontes de eventos y, por lo tanto, los agujeros negros no serían artefactos reales. Por ejemplo, en el modelo fuzzball basado en la teoría de cuerdas , los estados individuales de una solución de agujero negro generalmente no tienen un horizonte de eventos o singularidad, pero para un observador clásico / semiclásico, el promedio estadístico de tales estados parece justo como un agujero negro ordinario según se deduce de la relatividad general.
Se ha conjeturado que algunos objetos teóricos coinciden con las observaciones de candidatos de agujero negro astronómico de manera idéntica o casi idéntica, pero que funcionan a través de un mecanismo diferente. Estos incluyen el gravastar , la estrella de negro , y la estrella de energía oscura .
Preguntas abiertas
Entropía y termodinámica
Termodinámica del agujero negro
En 1971, Hawking demostró en condiciones generales que el área total de los horizontes de eventos de cualquier colección de agujeros negros clásicos nunca puede disminuir, incluso si chocan y se fusionan. Este resultado, ahora conocido como la segunda ley de la mecánica de los agujeros negros , es notablemente similar a la segunda ley de la termodinámica , que establece que la entropía total de un sistema aislado nunca puede disminuir. Como con los objetos clásicos en cero absolutotemperatura, se asumió que los agujeros negros tenían entropía cero. Si este fuera el caso, la segunda ley de la termodinámica se violaría por la entrada de materia cargada de entropía en un agujero negro, lo que resultaría en una disminución de la entropía total del universo. Por lo tanto, Bekenstein propuso que un agujero negro debería tener una entropía y que debería ser proporcional a su área de horizonte.
El vínculo con las leyes de la termodinámica se vio reforzado por el descubrimiento de Hawking de que la teoría cuántica de campos predice que un agujero negro irradia radiación de cuerpo negro a una temperatura constante. Esto aparentemente causa una violación de la segunda ley de la mecánica de los agujeros negros, ya que la radiación llevará energía del agujero negro y hará que se encoja. Sin embargo, la radiación también se lleva la entropía, y se puede probar bajo supuestos generales que la suma de la entropía de la materia que rodea un agujero negro y una cuarta parte del área del horizonte medida en unidades de Planck, de hecho, siempre está aumentando. Esto permite la formulación de la primera ley de la mecánica de los agujeros negros como un análogo de laPrimera ley de la termodinámica , con la masa actuando como energía, la gravedad superficial como temperatura y el área como entropía.
Una característica desconcertante es que la entropía de un agujero negro escala con su área más que con su volumen, ya que la entropía es normalmente una cantidad extensa que escala linealmente con el volumen del sistema. Esta extraña propiedad llevó a Gerard 't Hooft y Leonard Susskind a proponer el principio holográfico , que sugiere que cualquier cosa que suceda en un volumen de espacio-tiempo puede describirse mediante datos sobre el límite de ese volumen.
Aunque la relatividad general se puede utilizar para realizar un cálculo semiclásico de la entropía del agujero negro, esta situación es teóricamente insatisfactoria. En mecánica estadística , la entropía se entiende como contar el número de configuraciones microscópicas de un sistema que tienen las mismas cualidades macroscópicas (como masa , carga , presión , etc.). Sin una teoría satisfactoria de la gravedad cuántica , no se puede realizar tal cálculo para los agujeros negros. Se han logrado algunos avances en varios enfoques de la gravedad cuántica. En 1995, Andrew Strominger y Cumrun Vafa demostraron que contar los microestados de un supersimétricoagujero negro específico enla teoría de cuerdas reprodujo la entropía de Bekenstein-Hawking. Desde entonces, se han reportado resultados similares para diferentes agujeros negros tanto en la teoría de cuerdas como en otros enfoques de la gravedad cuántica como la gravedad cuántica de bucles .
Paradoja de la pérdida de información
Paradoja de la información del agujero negro
Debido a que un agujero negro tiene solo unos pocos parámetros internos, la mayor parte de la información sobre la materia que formó el agujero negro se pierde. Independientemente del tipo de materia que entra en un agujero negro, parece que solo se conserva la información relativa a la masa total, la carga y el momento angular. Mientras se pensara que los agujeros negros persistían para siempre, esta pérdida de información no es tan problemática, ya que se puede pensar que la información existe dentro del agujero negro, inaccesible desde el exterior, pero representada en el horizonte de eventos de acuerdo con el principio holográfico. Sin embargo, los agujeros negros se evaporan lentamente al emitir radiación de Hawking.. Esta radiación no parece llevar ninguna información adicional sobre la materia que formó el agujero negro, lo que significa que esta información parece haber desaparecido para siempre.
La cuestión de si realmente se pierde información en los agujeros negros (la paradoja de la información de los agujeros negros ) ha dividido a la comunidad de físicos teóricos (ver la apuesta Thorne-Hawking-Preskill ). En mecánica cuántica, la pérdida de información corresponde a la violación de una propiedad denominada unitaridad , y se ha argumentado que la pérdida de unitaridad también implicaría violación de la conservación de la energía, aunque esto también ha sido discutido. En los últimos años se ha ido acumulando evidencia de que, de hecho, la información y la unitaridad se conservan en un tratamiento gravitacional cuántico completo del problema. [
Un intento de resolver la paradoja de la información del agujero negro se conoce como complementariedad del agujero negro . En 2012, se introdujo la " paradoja del cortafuegos " con el objetivo de demostrar que la complementariedad de los agujeros negros no resuelve la paradoja de la información. De acuerdo con la teoría de campo cuántico en espacio-tiempo curvado , una sola emisión de radiación Hawking implica dos mutuamente enredadospartículas. La partícula saliente escapa y se emite como un cuanto de radiación de Hawking; la partícula que cae es tragada por el agujero negro. Suponga que un agujero negro se formó un tiempo finito en el pasado y se evaporará completamente en un tiempo finito en el futuro. Entonces, emitirá solo una cantidad finita de información codificada dentro de su radiación Hawking. Según investigaciones de físicos como Don Page y Leonard Susskind, eventualmente habrá un momento en el que una partícula saliente deberá estar entrelazada con toda la radiación de Hawking que el agujero negro ha emitido previamente. Esto aparentemente crea una paradoja: un principio llamado "monogamia de entrelazamiento" requiere que, como cualquier sistema cuántico, la partícula saliente no se pueda entrelazar completamente con otros dos sistemas al mismo tiempo; sin embargo, aquí la partícula saliente parece estar entrelazada tanto con la partícula que cae como, independientemente, con la radiación de Hawking pasada.] Para resolver esta contradicción, los físicos pueden eventualmente verse obligados a renunciar a uno de los tres principios probados en el tiempo: el principio de equivalencia de Einstein , la unitaridad o la teoría cuántica local de campos.. Una posible solución, que viola el principio de equivalencia, es que un "cortafuegos" destruya las partículas entrantes en el horizonte de eventos. En general, sigue siendo un tema de debate si alguno de estos supuestos debe abandonarse.
Alternativas
¿Se pierde información física en los agujeros negros?
Problema no resuelto en física :
.
/
UN
La fórmula de la entropía de Bekenstein-Hawking ( S ) de un agujero negro, que depende del área del agujero negro ( A ). Las constantes son la velocidad de la luz ( c ), la constante de Boltzmann ( k ), la constante de Newton ( G ) y la constante de Planck reducida ( ħ ). En unidades Planck , esto se reduce a S =
/
S =
4
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c 3 k