Teoria de los agujeros negros

qué hay dentro de un agujero negro nasa

Los agujeros negros son quizás una de las predicciones más fascinantes de la teoría de Einstein. Se trata de objetos completamente colapsados gravitatoriamente con campos gravitatorios tan inmensos que ni siquiera la luz puede escapar de su interior. Dentro de la Relatividad General, las dos soluciones de agujero negro más famosas fueron descubiertas por Karl Schwarzschild y Roy Kerr. Estas soluciones representan los agujeros negros no giratorios y giratorios de forma aislada, pero los agujeros negros, como cualquier otro objeto del Universo, no están solos en él. Estos objetos están en constante interacción con la materia y con los campos gravitatorios de otros astros de su entorno. Estas interacciones perturban las soluciones de Schwarzschild y Kerr, induciendo una dinámica que calienta y tuerce el agujero negro perturbado.

El grupo de investigación del profesor Yunes utiliza la teoría de las perturbaciones de los agujeros negros para estudiar estos entornos dinámicos y determinar cómo la masa, el momento angular, la superficie y la métrica del espacio-tiempo de los agujeros negros de Schwarzschild y Kerr se ven afectados por las fuerzas perturbadoras. Estas perturbaciones son importantes porque afectan a las ondas gravitacionales emitidas cuando dos agujeros negros se inspiran. Cualquiera de los agujeros negros de una binaria está siendo constantemente perturbado por su compañero, torciéndolo y calentándolo, lo que se traduce en modificaciones en su movimiento orbital y en las ondas gravitacionales emitidas. Una vez obtenida la métrica del espaciotiempo de un agujero negro perturbado, se puede utilizar para encontrar la métrica del espaciotiempo dinámico de un sistema binario. Esto se consigue haciendo coincidir asintóticamente la solución perturbada, válida cerca de cualquiera de las dos componentes binarias, con una métrica post-newtoniana válida a suficiente distancia de cualquiera de las dos compañeras. Estas dos métricas tienen regiones de validez superpuestas, dentro de las cuales pueden relacionarse mediante ciertas técnicas de análisis de escalas múltiples. Dicha métrica dinámica global puede utilizarse como datos iniciales para simulaciones numéricas, o como fondo dinámico en el que estudiar ciertos procesos astrofísicos, como la acreción en discos delgados.

imagen del agujero negro

El agujero negro supermasivo en el núcleo de la galaxia elíptica supergigante Messier 87, con una masa de unos 7.000 millones de veces la del Sol,[1] tal y como se representa en la primera imagen en falso color en ondas de radio publicada por el Event Horizon Telescope (10 de abril de 2019).[2][3][4][5] Son visibles el anillo de emisión en forma de media luna y la sombra central,[6] que son vistas ampliadas gravitacionalmente del anillo de fotones del agujero negro y la zona de captura de fotones de su horizonte de sucesos. La forma de media luna se debe a la rotación del agujero negro y a los rayos relativistas; la sombra es aproximadamente 2,6 veces el diámetro del horizonte de sucesos[3].

Simulación animada de un agujero negro de Schwarzschild con una galaxia que pasa por detrás en un plano perpendicular a la línea de visión. Alrededor y en el momento de la alineación exacta (syzygy), se observa una lente gravitacional extrema de la galaxia por parte del agujero negro.

Un agujero negro es una región del espaciotiempo en la que la gravedad es tan fuerte que nada -ninguna partícula ni siquiera la radiación electromagnética, como la luz- puede escapar de él[7] La teoría de la relatividad general predice que una masa suficientemente compacta puede deformar el espaciotiempo hasta formar un agujero negro[8][9] El límite de no escape se llama horizonte de sucesos. Aunque tiene un enorme efecto sobre el destino y las circunstancias de un objeto que lo cruza, según la relatividad general no tiene características localmente detectables[10] En muchos sentidos, un agujero negro actúa como un cuerpo negro ideal, ya que no refleja la luz[11][12] Además, la teoría cuántica de campos en el espaciotiempo curvo predice que los horizontes de sucesos emiten radiación 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 para agujeros negros de masa estelar, lo que hace que sea esencialmente imposible de observar directamente.

para qué sirve un agujero negro

Según las teorías de la física, si observáramos el Universo un segundo después del Big Bang, lo que veríamos es un mar de 10.000 millones de grados de neutrones, protones, electrones, antielectrones (positrones), fotones y neutrinos. A continuación, con el paso del tiempo, veríamos cómo el Universo se enfría, los neutrones decaen en protones y electrones o se combinan con los protones para formar deuterio (un isótopo del hidrógeno). Al seguir enfriándose, acabaría alcanzando la temperatura en la que los electrones se combinarían con los núcleos para formar átomos neutros. Antes de que se produjera esta «recombinación», el Universo habría sido opaco porque los electrones libres habrían provocado la dispersión de la luz (fotones) de la misma manera que la luz solar se dispersa de las gotas de agua en las nubes. Pero cuando los electrones libres fueron absorbidos para formar átomos neutros, el Universo se volvió de repente transparente. Esos mismos fotones -el resplandor del Big Bang conocido como radiación cósmica de fondo- pueden observarse hoy en día.

La segunda misión que examinó la radiación cósmica de fondo fue la Wilkinson Microware Anisotropy Probe (WMAP). Con una resolución muy mejorada en comparación con COBE, WMAP inspeccionó todo el cielo, midiendo las diferencias de temperatura de la radiación de microondas que se distribuye casi uniformemente por el Universo. La imagen muestra un mapa del cielo, con las regiones calientes en rojo y las más frías en azul. Al combinar estas pruebas con los modelos teóricos del Universo, los científicos han llegado a la conclusión de que el Universo es «plano», lo que significa que, a escalas cosmológicas, la geometría del espacio satisface las reglas de la geometría euclidiana (por ejemplo, las líneas paralelas nunca se encuentran, la relación entre la circunferencia del círculo y el diámetro es pi, etc.).

la visión de los agujeros negros

En un artículo escrito en 1939, Albert Einstein intentó rechazar la noción de agujeros negros que su teoría de la relatividad general y la gravedad, publicada más de dos décadas antes, parecía predecir. «El resultado esencial de esta investigación», afirmaba Einstein, que entonces llevaba seis años como profesor del Instituto, «es una clara comprensión de por qué las ‘singularidades de Schwarzschild’ no existen en la realidad física».

Las singularidades de Schwarzschild, posteriormente acuñadas como «agujeros negros» por John Wheeler, antiguo miembro de la Escuela de Matemáticas, describen objetos tan masivos y compactos que el tiempo desaparece y el espacio se vuelve infinito. El mismo año en que Einstein trató de descartar la existencia de los agujeros negros, J. Robert Oppenheimer, que se convertiría en Director del Instituto en 1947, y su estudiante Hartland S. Snyder utilizaron la teoría de la relatividad general de Einstein para demostrar cómo podían formarse los agujeros negros. La foto de arriba, tomada en el Instituto a finales de los años 40, muestra a Oppenheimer con Einstein. Según Jeremy Bernstein, físico, autor y antiguo miembro de la Escuela de Matemáticas, se desconoce si Einstein y Oppenheimer hablaron alguna vez de agujeros negros, pero ninguno de los dos volvió a trabajar en el tema.