{"id":1679,"date":"2010-04-29T10:11:30","date_gmt":"2010-04-29T08:11:30","guid":{"rendered":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/?p=1679"},"modified":"2010-04-29T10:09:40","modified_gmt":"2010-04-29T08:09:40","slug":"a-vueltas-con-los-agujeros-negros","status":"publish","type":"post","link":"http:\/\/www.emiliosilveravazquez.com\/blog\/2010\/04\/29\/a-vueltas-con-los-agujeros-negros\/","title":{"rendered":"A vueltas con los agujeros negros"},"content":{"rendered":"

Desde la propugnaci\u00f3n de Einstein<\/a> de la existencia de agujeros negros<\/a> en la teor\u00eda de la relatividad<\/a> general, f\u00edsicos te\u00f3ricos han propuesto distintos modelos de estructuras para varios tipo de ellos. Estos tipos var\u00edan seg\u00fan la informaci\u00f3n que el agujero negro<\/a> retenga de los entes c\u00f3smicos que generaron su origen o de las propiedades de su anterior vida como masiva estrella.<\/p>\n

\"bh-estruc\"<\/p>\n

El Modelo Kerr de agujero negro<\/a>, simplificado con el objetivo de intentar lograr una mejor comprensi\u00f3n. En rotaci\u00f3n alrededor del eje de rotaci\u00f3n del agujero negro<\/a>, cada regi\u00f3n afecta a la materia y a la luz de forma diferente. La esfera fot\u00f3nica exterior, por ejemplo, es un \u00e1rea donde la luz se ve arrastrada a una \u00f3rbita inestable. La ergoesfera ofrece una \u00faltima oportunidad para el escape de aquellos objetos que se muevan a velocidades muy pr\u00f3ximas a la de la luz. Cualquier cosa que atraviesa el horizonte de sucesos, sin embargo, cae irremediablemente hacia la singularidad<\/a> en la forma de un disco.<\/p>\n

\"bhs\"Por definici\u00f3n todos los agujeros negros<\/a> tienen la misma estructura b\u00e1sica, o sea, sin excepciones poseen masa; sin embargo, te\u00f3ricamente se conciben diferentes tipos de agujeros. En su forma m\u00e1s simple, conocida como agujero negro<\/a> de Schwarzschild ( en honor al astr\u00f3nomo alem\u00e1n Karl Schwarzschild), la masa es la \u00fanica propiedad de dicho objeto, y toda ella se encuentra concentrada en un \u00fanico punto de densidad infinita denominado singularidad<\/a>. Pero para un agujero negro<\/a> de origen estelar, de las caracter\u00edsticas que distinguen a una estrella -masa, luminosidad, color, composici\u00f3n qu\u00edmica, rotaci\u00f3n y carga el\u00e9ctrica- aparte de la masa, \u00e9stos retienen las propiedades de rotaci\u00f3n y carga el\u00e9ctrica. Para otros agujeros negros<\/a> con distinto origen se han desarrollado otros modelos de estructura con distintas combinaciones de las tres propiedades. Una definici\u00f3n simple y general para describir la estructura de un agujero negro<\/a> es aquella a la cual se le asignan tres propiedades: masa, momento angular y carga el\u00e9ctrica.<\/p>\n

<\/p>\n

\"bhe\"Debido a la manera en la que los agujeros negros<\/a> se forman, en el universo real uno de estos objetos con carga el\u00e9ctrica neta es un fen\u00f3meno bastante improbable, ya que masas muy masivas con un exceso de carga positiva o negativa, r\u00e1pidamente se neutralizar\u00eda con la atracci\u00f3n de la carga opuesta. La forma de la materia en un agujero negro<\/a> no se conoce, en parte porque est\u00e1 oculta para el observador externo, y en parte porque, en teor\u00eda, la materia continuar\u00eda su proceso colapsante hasta llegar a tener un radio cero, un punto en que matem\u00e1ticamente se le conoce como \u00absingularidad<\/a> de densidad infinita\u00bb, algo con lo que no tenemos experiencia aqu\u00ed en la Tierra.<\/p>\n

\"bhk\"Roy Kerr, neozeland\u00e9s, cient\u00edfico de la Universidad de Texas, qui\u00e9n, en 1963, hall\u00f3 una soluci\u00f3n matem\u00e1tica exacta a la ecuaci\u00f3n de Einstein<\/a> que describ\u00eda un agujero negro<\/a> en rotaci\u00f3n. Este notable hallazgo trascend\u00eda la anterior soluci\u00f3n de Schwarzschild de la que ya hemos hablado alguna vez, que describ\u00eda s\u00f3lo masas que no se hallaban en estado de rotaci\u00f3n. Los trabajos matem\u00e1ticos de Kerr pudieron demostrar que era imposible que escapara energ\u00eda de un agujero negro<\/a> en rotaci\u00f3n. Al salir energ\u00eda, la rotaci\u00f3n disminuye. Se trata de un agujero negro<\/a> que tiene tanta masa como rotaci\u00f3n. La f\u00edsica que se deriva del movimiento de rotaci\u00f3n del agujero alrededor de un eje, da lugar a una singularidad<\/a> que no se concentra en un punto como en el modelo de Schwarzschild, sino que toma la forma de un anillo. Adem\u00e1s, en su movimiento de rotaci\u00f3n, el agujero negro<\/a> arrastra el espaciotiempo consigo, en un fen\u00f3meno conocido como arrastre del sistema de referencia. Las regiones que rodean a esta singularidad<\/a> anular se dividen en dominios de diferentes caracter\u00edsticas. Las regiones m\u00e1s externas, conocidas como las esferas fot\u00f3nicas e interiores, son zonas donde la luz, incidiendo con el \u00e1ngulo adecuado, pasa a describir una \u00f3rbita en torno al agujero negro<\/a>. En la regi\u00f3n denominada ergoesfera, cuya frontera exterior recibe el nombre de l\u00edmite est\u00e1tico, ning\u00fan objeto puede permanecer en reposo ya que, tal como dicta el fen\u00f3meno del arrastre del sistema de referencia, el propio espaciotiempo se encuentra en movimiento entorno a la singularidad<\/a>. En el interior de la ergoesfera es todav\u00eda posible, al menos te\u00f3ricamente, escapar de la atracci\u00f3n gravitatoria del agujero negro<\/a>, pero una vez que un objeto atraviesa la frontera que delimita el horizonte de sucesos, toda posibilidad de evasi\u00f3n queda coartada, incluso el escape de la luz.<\/p>\n

Los agujeros negros<\/a> surgen en forma natural de las teor\u00edas f\u00edsicas con las cuales se est\u00e1 trabajando en la actualidad. Ya hemos se\u00f1alado que los agujeros negros<\/a> tienen masa y que esta se encuentra afectada para generar una poderosa fuerza gravitatoria. Esta fuerza gravitacional<\/a>, por su intensidad, deber\u00eda afectar a los objetos cercanos. Los astrof\u00edsicos te\u00f3ricos elaboran modelos para estimar cu\u00e1l ser\u00eda el comportamiento estructural de un agujero negro<\/a> cuando este se encuentra inserto dentro de la mec\u00e1nica de un sistema binario, o sea, acompa\u00f1ado por una estrella. Existen evidencias observacionales conseguidas a trav\u00e9s de detecciones de emisiones de rayos X<\/a>, cuyas caracter\u00edsticas no se encuentran amparadas dentro de series tipificadas como comunes. Se han localizado ya m\u00e1s de un millar de fuentes emisoras de rayos X<\/a> en el cielo. Proporcionan claves transcendentales sobre la naturaleza del universo.<\/p>\n

Muchas de estas fuentes de rayos X<\/a> son p\u00falsares<\/a>, f\u00e1ciles de identificar por la regularidad que muestran en sus pulsaciones generadas por la rotaci\u00f3n de la estrella de neutrones<\/a>. Se ha determinado la posici\u00f3n de cerca de una docena de estos p\u00falsares<\/a> de rayos X<\/a> con tanta precisi\u00f3n que los astr\u00f3nomos \u00f3pticos pueden dirigir sus telescopios al punto indicado e identificar a la compa\u00f1era visible. Los astr\u00f3nomos a veces detectan que la intensidad de los rayos X<\/a> y de las radioondas que emiten estos p\u00falsares<\/a> se incrementan en un factor superior a mil. Se cree que cuando ello ocurre se debe a que el \u00abpunto caliente\u00bb de la estrella de neutrones<\/a> (su polo magn\u00e9tico sur o norte, donde cae m\u00e1s abundantemente la materia en el interior de la estrella) se encuentra orientado hacia la Tierra y recibimos el impacto directo del haz de rayos X<\/a> y de radio-ondas.<\/p>\n

\"bh03\"<\/a><\/p>\n

Cualquier cosa que traspase las fronteras del horizonte de sucesos est\u00e1 condenada a ser aplastada y absorbida hacia las profundidades por los efectos de la inmensa fuerza gravitatoria de un agujero negro<\/a>. Ni la luz visible o los rayos X<\/a> o cualquier otra forma de radiaci\u00f3n electromagn\u00e9tica en forma de part\u00edculas puede eludir el destino de ser atrapada por la inconmensurable fuerza gravitatoria que act\u00faa en esa \u00e1rea del agujero.<\/p>\n

Gases y part\u00edculas que se encuentran arremolinadas cerca de un agujero negro<\/a> se aceleran y forman un aplanado disco. Rozaduras ocasionadas por colisiones entre las part\u00edculas hace que se calienten a temperaturas extremas. Antes que las part\u00edculas traspasen la frontera del horizonte de sucesos, su temperatura alcanza cientos de millones de grados, produci\u00e9ndose violentas emisiones de rayos X<\/a>.<\/p>\n

Hay otras fuentes de rayos X<\/a> que no se ajustan a tipificaciones claras. Ello ocurre en sistemas binarios cuando una de las compa\u00f1eras es una estrella enana blanca<\/a>, de neutrones<\/a> o un agujero negro<\/a>. El objeto m\u00e1s denso que \u00f3rbita cerca de una estrella compa\u00f1era com\u00fan, absorbe materia de esta \u00faltima y, como consecuencia de ello, hay violentas emisiones de rayos X<\/a>. Seg\u00fan algunos modelos te\u00f3ricos, que se manejan para explicar esas emisiones de rayos X<\/a>, contemplan a un agujero negro<\/a> cuya fuerza gravitacional<\/a> que se debe dar en sus cercan\u00edas deber\u00eda ser muy intensa, y podr\u00eda tener efectos notables en su entorno. El agujero negro<\/a> deber\u00eda arrancar material desde la estrella compa\u00f1era el cual ser\u00eda alojado alrededor del agujero formando un \u00abdisco de acreci\u00f3n\u00bb similar al disco de anillos que rodea al planeta Saturno. Al ser atra\u00eddo el material de acreci\u00f3n hacia las “fauces” del agujero negro<\/a>, \u00e9ste se tender\u00eda a aplastar y a calentarse a temperaturas alt\u00edsimas y, cuando se va colando por la garganta del agujero, emitir\u00eda violent\u00edsimas emisiones de rayos X<\/a>. El primer ejemplo de la posible existencia de un agujero negro<\/a> fue descubierto precisamente por ese efecto gravitatorio en una estrella acompa\u00f1ante.<\/p>\n

A la fecha, los te\u00f3ricos han seguido profundizando en el estudio de los agujeros negros<\/a>. Gran parte de esos trabajos los inspira Stephen Hawking, un brillante f\u00edsico ingl\u00e9s de la Universidad de Cambridge. Se puede decir que una gran parte de su talento, Hawking lo ha destinado a la investigaci\u00f3n de los agujeros negros<\/a>. \u00c9l, e independientemente Jacob Bekenstein, f\u00edsico te\u00f3rico israel\u00ed, descubrieron una sorprendente relaci\u00f3n entre los agujeros negros<\/a> y la entrop\u00eda<\/a>, o sea, una relaci\u00f3n de una propiedad termodin\u00e1mica con una consecuencia de la teor\u00eda de la gravitaci\u00f3n.<\/p>\n

Para encontrarle el sentido a la relaci\u00f3n que hemos enunciado, podemos explicarlo se\u00f1alando que la entrop\u00eda<\/a> est\u00e1 referida como una medida del desorden de los sistemas f\u00edsicos. Los sistemas ordenados, como el cristal con sus \u00e1tomos claramente dispuestos, tienen poca o casi nada de entrop\u00eda<\/a>, mientras que los muy desordenados como los gases, en que los \u00e1tomos se desplazan en forma indisciplinada y aleatoria de una lado para otro, tienen bastante. Seg\u00fan la segunda ley de la termodin\u00e1mica, la entrop\u00eda<\/a> de un sistema f\u00edsico cerrado no decrece : las cosas pueden pasar a estar m\u00e1s desordenadas, pero jam\u00e1s menos. Una consecuencia de lo anterior es que la informaci\u00f3n sobre la estructura detallada de un sistema f\u00edsico tiende siempre a da\u00f1arse; de hecho, la p\u00e9rdida de tal informaci\u00f3n (adecuadamente definida) en un sistema f\u00edsico es exactamente proporcional al incremento de su entrop\u00eda<\/a>. De lo anterior se deduce el encuentro para la relaci\u00f3n entre agujeros negros<\/a> y entrop\u00eda<\/a>.<\/p>\n

Ahora bien, para comprender la relaci\u00f3n entre agujero negro<\/a> y entrop\u00eda<\/a> podemos se\u00f1alar que se ha logrado estimar que todo lo que cae en las “fauces” de un agujero negro<\/a> se pierde para siempre, no existen formas para que un observador situado en los entornos del agujero pueda recuperar algo de los que cae dentro de \u00e9l. La informaci\u00f3n, en particular, se perder\u00e1 hasta la eternidad al caer los objetos f\u00edsicos en el agujero negro<\/a> y su p\u00e9rdida incrementa la entrop\u00eda<\/a> del agujero.<\/p>\n

Hawking y Bekenstein demostraron que la entrop\u00eda<\/a> en un agujero negro<\/a> era proporcional al \u00e1rea de su horizonte de sucesos. Lo anterior implica entonces que, de acuerdo a la segunda ley de la termodin\u00e1mica que nos indica que la entrop\u00eda<\/a> s\u00f3lo se incrementa o se mantiene constante, los agujeros negros<\/a> estar\u00edan aumentando permanentemente la extensi\u00f3n de su superficie y, en consecuencia, ser cada vez mayores, sin que existan medios para librarse de la presencia de ellos. Pero esa conclusi\u00f3n no es exacta. Curiosamente, si un agujero negro<\/a> carece de perturbaciones al final termina desvanecido por emisiones de radiaci\u00f3n. Pero \u00bfc\u00f3mo se puede entender ello?<\/p>\n

Hawking, estudiando la termodin\u00e1mica de los agujeros negros<\/a>, en sus c\u00e1lculos lleg\u00f3 a la conclusi\u00f3n que la temperatura de estos agujeros era inversamente proporcional a su radio, considerando para ello el hecho de que todo objeto con temperatura ha de irradiar, tal como se observa en el carb\u00f3n encendido que emite luz roja. Pero toda la estructura conceptual del agujero negro<\/a> se sostiene en el hecho de que nada puede escapar de \u00e9l, ni siquiera la radiaci\u00f3n. Se plantea, pues, una paradoja: \u00bfC\u00f3mo pod\u00edan irradiar los agujeros negros<\/a>?<\/p>\n

Hawking lo resolvi\u00f3 en 1974, descubriendo los medios por los cuales los agujeros negros<\/a> irradian una cantidad precisa determinada por una temperatura directamente proporcional a su gravedad superficial e inversamente proporcional a su masa, o sea, igual como lo hacen cualquier objeto con un cuerpo c\u00e1lido.<\/p>\n

La s\u00edntesis de la argumentaci\u00f3n dada por Hawking para sostener lo anterior puede describirse de la siguiente manera: Reafirma que toda la radiaci\u00f3n situada dentro del horizonte de sucesos (la superficie del agujero) no puede escapar, no obstante lo que queda inmediatamente fuera del l\u00edmite, s\u00ed puede hacerlo. Hawking se\u00f1ala que el potente campo gravitatorio que limita con la superficie del agujero puede crear espont\u00e1neamente una part\u00edcula y su correspondiente antipart\u00edcula. Las teor\u00edas del campo cu\u00e1ntico de las part\u00edculas elementales establecen precisamente asimiles procesos de creaci\u00f3n que han sido reiteradamente comprobados en experimentos de laboratorio. Seg\u00fan Hawking, una part\u00edcula del par creado cae en el agujero negro<\/a> (se pierde para siempre), mientras la otra escapa y puede aniquilarse con otra part\u00edcula en su fuga, convirti\u00e9ndose en radiaci\u00f3n pura. A la radiaci\u00f3n que fluye desde un agujero negro<\/a> se le ha denominado \u00abradiaci\u00f3n de Hawking\u00bb.<\/p>\n

\"r-t\"Desde que Hawking demostr\u00f3 matem\u00e1ticamente de que los agujeros negros<\/a> pueden efectuar emisiones t\u00e9rmicas ha sido confirmada por otros investigadores con distintos enfoques. Describimos aqu\u00ed uno de los tantos modos que se usan para comprender esa emisi\u00f3n. La mec\u00e1nica cu\u00e1ntica implica que el conjunto del espacio se halla ocupado por pares de part\u00edculas y antipart\u00edculas\u00ab virtuales\u00bb que se materializan constantemente en parejas, separ\u00e1ndose e integr\u00e1ndose para aniquilarse entre s\u00ed. Se denominan virtuales a estas part\u00edculas porque, a diferencia de las \u00abreales\u00bb, no pueden ser observadas directamente mediante un detector de part\u00edculas. Sin embargo, se pueden medir sus efectos indirectos y su existencia ha quedado confirmada por un peque\u00f1o desplazamiento, el cual lo conocemos como \u00abcorrimiento de Lamb\u00bb, que originan en el espectro luminoso de \u00e1tomos de hidr\u00f3geno excitados. En presencia de un agujero negro<\/a>, un miembro de un par de part\u00edculas virtuales puede caer en el agujero, dejando al otro miembro sin pareja con la que aniquilarse. La part\u00edcula o antipart\u00edcula abandonada puede caer en el agujero negro<\/a> tras su pareja, pero tambi\u00e9n es posible que escape al infinito donde aparece como radiaci\u00f3n emitida por el agujero negro<\/a>.<\/p>\n

Otro modo de examinar el proceso consiste en considerar al miembro de la pareja de part\u00edculas que cae en el agujero negro<\/a>, que podr\u00eda ser la antipart\u00edcula, como una part\u00edcula que en realidad retrocede en el tiempo. As\u00ed cabe observar la antipart\u00edcula que cae en el agujero negro<\/a> como una part\u00edcula que emerge de \u00e9ste pero retrocede en el tiempo. Cuando la part\u00edcula llega al punto en que se materializ\u00f3 originariamente el par part\u00edcula-antipart\u00edcula, es dispersada por el campo gravitatorio y en consecuencia avanza en el tiempo.<\/p>\n

Es la mec\u00e1nica cu\u00e1ntica la que al fin otorga la posibilidad que una part\u00edcula pueda escapar de la parte interior de las fauces de un agujero negro<\/a>, lo que no permite las posibilidades que otorga la mec\u00e1nica cl\u00e1sica, como ocurre tambi\u00e9n en situaciones que se dan en la f\u00edsica at\u00f3mica y nuclear en que s\u00f3lo las posibilidades de la mec\u00e1nica cu\u00e1ntica permite a part\u00edculas saltar alguna barreras.<\/p>\n

Finalmente, se\u00f1alemos que la radiaci\u00f3n que se calcula para grandes agujeros negros<\/a> que pueden formarse desde estrellas colapsadas es pr\u00e1cticamente insignificante. Pero los mini agujeros negros<\/a> deber\u00edan ser muy “calientes”, e irradian su masa r\u00e1pidamente, en un espectacular estallido de radiaci\u00f3n de Hawking. Mini agujeros negros<\/a> que pudieron formarse cuando el Big Bang<\/a> podr\u00edan estar ahora estallando por ah\u00ed, pero no ha sido posible lograr ubicarlos. Quiz\u00e1s hoy solamente existan agujeros negros<\/a> grandes y supermasivos y los muy peque\u00f1os ya hayan desaparecido sin dejar huellas apreciables, salvo la posible emisi\u00f3n, desde lugares relativamente cercanos de donde se hallaba, de intensas radiaciones de rayos gamma<\/a> con una energ\u00eda de unos 100 millones de eV. Lo \u00faltimo se debe a que se estima que, a medida que un agujero negro<\/a> emite part\u00edculas, va disminuyendo su masa y tama\u00f1o constantemente. Esto facilita el escape de m\u00e1s part\u00edculas y as\u00ed la emisi\u00f3n proseguir\u00e1 a un ritmo siempre creciente hasta que el agujero negro<\/a> acabe por esfumarse. En el largo plazo, cada agujero negro<\/a> que est\u00e9 cohabitando en el universo se extinguir\u00e1 de ese modo. Pero en lo que se refiere a agujeros negros<\/a> medianos, el tiempo ser\u00e1 desde luego muy largo: uno que tenga la masa del Sol durar\u00e1 aproximadamente unos 1066 a\u00f1os. Por otro lado, los agujeros negros<\/a> supermasivos tambi\u00e9n terminar\u00edan desapareciendo debido a las mismas causales que se han descrito para los otros tama\u00f1os de agujeros, pero el tiempo de vida que podr\u00edan tener por lo menos para m\u00ed es, pr\u00e1cticamente, inconmensurable.<\/p>\n

Texto extra\u00eddo de Astrocosmo<\/a><\/em><\/p>\n

\r\n\t\t\r\n\t\t
<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>hotmail correo<\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span><\/a><\/span>[?]<\/a><\/span><\/td><\/tr><\/table><\/div>","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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