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AGUJERO NEGRO

El ncleo de la galaxia elptica gigante M87, donde hay evidencia de un agujero negro supermasivo. Tambin se observa un potente chorro (jet) de materia eyectada por los poderosos campos magnticos generados por ste. Imagen tomada por el Telescopio espacial Hubble.

Un agujero negro u hoyo negro es una regin finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentracin de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que provoca un campo gravitatorio tal que ninguna partcula material, ni siquiera la luz, puede escapar de dicha regin.

La curvatura del espacio-tiempo o gravedad de un agujero negro debida a la gran cantidad de energa del objeto celeste provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. El horizonte de sucesos separa la regin de agujero negro del resto del Universo y es la superficie lmite del espacio a partir de la que ninguna partcula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los aos 1970 Hawking y Ellis [1] demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometra de los agujeros negros; previamente, en 1963, Roy Kerr haba demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros deban tener una geometra cuasi-esfrica determinada por tres parmetros: su masa M, su carga elctrica total e y su momento angular L.

Se cree que en el centro de la mayora de las galaxias, entre ellas la Va Lctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros est apoyada en observaciones astronmicas, en especial a travs de la emisin de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

Tabla de contenidos

1 Historia del agujero negro

2 Clasificacin terica

3 Zonas observables

4 La entropa en los agujeros negros

5 Los agujeros negros en la fsica actual

5.1 Descubrimientos recientes

6 Notas

7 Vase tambin

8 Enlaces externos

Historia del agujero negro

Un agujero negro (simulado) de diez masas solares segn lo visto de una distancia de 600 kilmetros con la va lctea en el fondo (ngulo horizontal de la abertura de la cmara fotogrfica: 90).

El concepto de un cuerpo tan denso que ni la luz pudiese escapar de l, fue descrito en un artculo enviado en 1783 a la Royal Society por un gelogo ingls llamado John Michell. Por aquel entonces la teora de Newton de gravitacin y el concepto de velocidad de escape eran muy conocidas. Michell calcul que un cuerpo con un radio 500 veces el del Sol y la misma densidad tendra, en su superficie, una velocidad de escape igual a la de la luz y sera invisible.

En 1796, el matemtico francs Pierre-Simon Laplace explic en las dos primeras ediciones de su libro Exposition du Systeme du Monde la misma idea aunque, al ganar terreno la idea de que la luz era una onda sin masa, en el siglo XIX fue descartada en ediciones posteriores.

En 1915, Einstein desarroll la relatividad general y demostr que la luz era influenciada por la gravedad. Unos meses despus, Karl Schwarzschild encontr una solucin a las ecuaciones de Einstein, donde un cuerpo pesado absorbera la luz. Se sabe ahora que el radio de Schwarzschild es el radio del horizonte de sucesos de un agujero negro que no gira, pero esto no era bien entendido en aquel entonces. El propio Schwarzschild pens que no era ms que una solucin matemtica, no fsica. En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar demostr que un cuerpo con una masa crtica, (ahora conocida como lmite de Chandrasekhar) y que no emitiese radiacin, colapsara por su propia gravedad porque no haba nada que se conociera que pudiera frenarla (para dicha masa la fuerza de atraccin gravitatoria sera mayor que la proporcionada por el principio de exclusin de Pauli). Sin embargo, Eddington se opuso a la idea de que la estrella alcanzara un tamao nulo, lo que implicara una singularidad desnuda de materia, y que debera haber algo que inevitablemente pusiera freno al colapso, lnea adoptada por la mayora de los cientficos.

En 1939, Robert Oppenheimer predijo que una estrella masiva podra sufrir un colapso gravitatorio y, por tanto, los agujeros negros podran ser formados en la naturaleza. Esta teora no fue objeto de mucha atencin hasta los aos 1960 porque, despus de la Segunda Guerra Mundial, se tena ms inters en lo que suceda a escala atmica.

En 1967, Stephen Hawking y Roger Penrose probaron que los agujeros negros son soluciones a las ecuaciones de Einstein y que en determinados casos no se poda impedir que se crease un agujero negro a partir de un colapso.

La idea de agujero negro tom fuerza con los avances cientficos y experimentales que llevaron al descubrimiento de los plsars. Poco despus, el trmino "agujero negro" fue acuado por John Weeler.

Clasificacin terica

Segn su origen, tericamente pueden existir al menos tres clases de agujeros negros:

Agujeros negros primordiales, Creados temprano en la historia del Universo. Sus masas pueden ser variadas y ninguno ha sido observado.

Agujeros negros supermasivos, Con masas de varios millones de masas solares. Son el corazn de muchas galaxias. Se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esfricas de las galaxias.

Agujeros negros de masa solar. Se forman cuando una estrella de masa 2,5 mayor que la masa del Sol se convierte en supernova e implosiona. Su ncleo se concentra en un volumen muy pequeo que cada vez se va reduciendo ms.

Un agujero negro sin carga y sin momento angular es un agujero negro de Schwarzschild, mientras que un agujero negro rotatorio (con momento angular mayor que 0), se denomina agujero negro de Kerr.

Zonas observables

Visin de un artista de un agujero negro con disco de acrecin.

Impresin de un artista de un agujero negro con una estrella del compaero de cerca que se mueve en rbita alrededor que excede su lmite de Roche. la materia en que cae forma un disco de acrecimiento, con algo de la materia que es expulsada en jets polares altamente enrgicos.

En las cercanas de un agujero negro se suele formar un disco de acrecimiento. Lo compone la materia con momento angular, carga elctrica y masa, la que es afectada por la enorme atraccin gravitatoria del mismo, ocasionando que inexorablemente atraviese el horizonte de sucesos y, por lo tanto, lo incremente.

Vase tambin: AcrecinEn cuanto a la luz que atraviesa la zona del disco, tambin es afectada, tal como est previsto por la Teora de la Relatividad. El efecto es visible desde la Tierra por la desviacin momentnea que produce en posiciones estelares conocidas, cuando los haces de luz procedentes de las mismas transitan dicha zona.

Hasta hoy es imposible describir lo que sucede en el interior de un agujero negro; slo se puede imaginar, suponer y observar sus efectos sobre la materia y la energa en las zonas externas y cercanas al horizonte de sucesos y la ergosfera.

Uno de los efectos ms controvertidos que implica la existencia de un agujero negro es su aparente capacidad para disminuir la entropa del Universo, lo que violara los fundamentos de la Termodinmica, ya que toda materia y energa electromagntica que atraviese dicho horizonte de sucesos, tienen asociados un nivel de entropa. Stephen Hawking propone en su ltimo libro que la nica forma que no aumente la entropa sera que la informacin de todo lo que atraviese el horizonte de sucesos siga existiendo de alguna forma.

Otra de las implicaciones de un agujero negro supermasivo sera la probabilidad que fuese capaz de generar su colapso completo, convirtindose en una singularidad desnuda de materia.

La entropa en los agujeros negros

Segn Stephen Hawking, en los agujeros negros se viola el segundo principio de la termodinmica, lo que dio pie a especulaciones sobre viajes en el espacio-tiempo y agujeros de gusano. El tema est siendo motivo de revisin; actualmente Hawking se ha retractado de su teora inicial y ha admitido que la entropa de la materia se conserva en el interior de un agujero negro (vase enlace externo). Segn Hawking, a pesar de la imposibilidad fsica de escape de un agujero negro, estos pueden terminar evaporndose por la llamada radiacin de Hawking, una fuente de Rayos X que escapa del horizonte de sucesos.

El legado que entrega Hawking en esta materia es de aquellos que, con poca frecuencia en fsica, son calificados de bellos. Entrega los elementos matemticos para comprender que los agujeros negros tienen una entropa gravitacional intrnseca. Ello implica que la gravedad introduce un nivel adicional de impredictibilidad por sobre la incertidumbre cuntica. Parece, en funcin de la actual capacidad terica, de observacin y experimental, como si la naturaleza asumiera decisiones al azar o, en su efecto, alejadas de leyes precisas ms generales.

La hiptesis de que los agujeros negros contienen una entropa y que, adems, sta es finita, requiere para ser consecuente que tales agujeros emitan radiaciones trmicas, lo que al principio parece increble. La explicacin es que la radiacin emitida escapa del agujero negro, de una regin de la que el observador exterior no conoce ms que su masa, su momento angular y su carga elctrica. Eso significa que son igualmente probables todas las combinaciones o configuraciones de radiaciones de partculas que tengan energa, momento angular y carga elctrica iguales. Son muchas las posibilidades de entes, si se quiere hasta de los ms exticos, que pueden ser emitidos por un agujero negro, pero ello corresponde a un nmero reducido de configuraciones. El nmero mayor de configuraciones corresponde con mucho a una emisin con un espectro que es casi trmico.

Fsicos como Jacob D. Bekenstein han relacionado a los agujeros negros y su entropa con la teora de la informacin.

Los agujeros negros en la fsica actual

Se explican los fenmenos fsicos mediante dos teoras que se contradicen entre ellas; la mecnica cuntica, que explica la naturaleza de lo muy pequeo, donde predomina el caos y la estadstica, y la relatividad general, que explica la naturaleza de lo muy pesado y que afirma que en todo momento se puede saber con exactitud dnde est un cuerpo. Cualquiera de estas teoras estn experimentalmente confirmadas pero, al intentar explicar la naturaleza de un agujero negro, es necesario discernir si se aplica la cuntica por ser algo muy pequeo o la relatividad por ser algo tan pesado. Est claro que hasta que no se disponga de una fsica ms avanzada no se conseguir explicar realmente la naturaleza de este fenmeno.

Descubrimientos recientes

En junio de 2004 astrnomos descubrieron un agujero negro sper masivo, el Q0906+6930, en el centro de una galaxia distante a unos 12.700 millones de aos luz. Esta observacin indic una rpida creacin de agujeros negros sper masivos en el Universo joven.

La formacin de micro agujeros negros en los aceleradores de partculas ha sido reportada [2], pero no confirmada. Por ahora, no hay candidatos observados para ser agujeros negros primordiales.

Notas

1. * Hawking, S. W. & Ellis, G. F. R.: The Large Scale Structure of Space-time, Cambridge, Cambridge University Press, 1973, ISBN 0-521-09906-4.

2. (17 de marzo de 2005). Lab fireball 'may be black hole' . BBC News. URL accedida el 25 de marzo.

Vase tambin

Karl Schwarzschild

Estrella de neutrones

Plsar

Objeto astronmico

Galaxia activa

Galaxia elptica M87

Enlaces externos

Stephen Hawking cambia de opinin sobre los agujeros negros

Hawking, S. W. & Ellis, G. F. R.: The Large Scale Structure of Space-time, Cambridge, Cambridge University Press, 1973, ISBN 0-521-09906-4. Libro seminal, matemticamente complejo.

Wald, R. M.: General the Relativity, (cap. 12 "Black Holes"), Chicago, The University of Chicago Press, 1984, ISBN 0-226-87032-4.

Proyecto Celestia Vdeo educativo para entender los agujeros negros (vdeo n 28).

Portalciencia.com.ar - Articulos sobre astronoma y agujeros negros

Obtenido de "http://es.wikipedia.org/wiki/Agujero_negro"