Definición y ‘observación’
Un agujero negro es simplemente un objeto donde la velocidad de escape excede la velocidad de la luz, lo que significa que si te acercas lo suficiente, ni siquiera la luz puede escapar. Como no regresa la luz (el agujero negro no se refleja), no puede percibir el agujero negro en sí mismo, por lo que parece un vacío negro. Pero puede deducir la presencia de un agujero negro de su entorno de varias maneras:
- Puede observar el disco de acreción , siempre que el agujero negro se esté alimentando. A medida que la materia gira en espiral hacia un agujero negro, forma un disco de acreción, que se sobrecalienta y, por lo tanto, brilla intensamente, emitiendo rayos X y posiblemente rayos gamma cuando demasiada materia intenta en espiral y se expulsa en los polos.
- Puedes observar las órbitas de las estrellas muy cerca. Dado que el agujero negro ejerce una influencia gravitacional en las estrellas que orbitan el agujero negro, al observar los ángulos y las velocidades de las estrellas, puede deducir que hay un objeto masivo que las influencia.
- Puedes observar lentes gravitacionales . Los objetos con una deformación de gran masa en el espacio-tiempo, y la luz misma se curva en las llamadas lentes gravitacionales. Al medir la cantidad de curvas de luz, puede deducir la presencia y la masa de un agujero negro.
- En principio, puedes observar la radiación de Hawking . Los agujeros negros irradian lentamente su masa como parte de la radiación de Hawking. Sin embargo, este efecto no es observable con la tecnología actual, ya que las señales son ahogadas por la radiación cósmica de fondo de microondas.
Formación
- ¿Cuál es la gravedad en el horizonte de eventos de Sagitario A *?
- ¿Hay evidencia de agujeros negros de masa estelar?
- ¿Qué quieren decir los individuos específicamente cuando dicen, dolorosamente ambigua, "nuestra teoría se desmorona a medida que los agujeros negros se hacen más pequeños"?
- Si un agujero negro sigue absorbiendo materia, ¿no debería la singularidad volverse más masiva?
- ¿Cómo se vería afectada la Tierra si el agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia se convirtiera en un quásar?
La formación de agujeros negros depende de la masa. Las grandes masas de gas colapsan en estrellas, y la masa final de la estrella finalmente indicará qué producto final resultará; las estrellas con una masa final por debajo del límite de Chandrasekhar (1.44 M [matemáticas] _ {☉} [/ matemáticas]) se convertirán en enanas blancas, estrellas con una masa entre el límite de Chandrasekhar y el límite de Tolman – Oppenheimer – Volkoff (1.5–3 M [matemáticas] _ {☉} [/ matemáticas]) se convertirán en estrellas de neutrones, y las estrellas con masas finales más altas que eso se convertirán en agujeros negros de masa estelar.
Una masa final de 3 M [matemáticas] _ {☉} [/ matemáticas] corresponde a una masa inicial de 15–20 M [matemáticas] _ {☉} [/ matemáticas], que es una estrella bastante masiva. Sin embargo, se ha encontrado que algunos magnetares (un tipo de estrella de neutrones con campos magnéticos muy extremos) se corresponden con masas iniciales de 20–40 M [matemáticas] _ {☉} [/ matemáticas], por lo que claramente el mecanismo por el cual una estrella se convierte no se conoce exactamente un magnetar o un agujero negro.
También se debe tener en cuenta que las estrellas no necesariamente tienen que ser muy masivas para convertirse en agujeros negros; dos estrellas de neutrones que colisionan también pueden formar agujeros negros. Mientras la masa final esté por encima del límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff, colapsará en un agujero negro.
Clasificaciones masivas
Los agujeros negros se clasifican aproximadamente de acuerdo con tres rangos de masa, que corresponden al tamaño del agujero negro:
- Agujero negro de masa estelar – 3–99 M [matemática] _ {☉} [/ matemática]
- Agujero negro de masa intermedia – 100–1,000,000 M [matemática] _ {☉} [/ matemática]
- Agujero negro supermasivo : 50,000–50,000,000,000 + M [matemáticas] _ {☉} [/ matemáticas]
Sin embargo, estos no son rangos estrictamente definidos. El agujero negro de masa estelar más pequeño encontrado fue de 3,8 M [matemática] _ {☉} [/ matemática], aunque podría ser un poco menos masivo (2–3 M [matemática] _ {☉} [/ matemática]) . El límite superior es probablemente 99 M [matemática] _ {☉} [/ matemática], aunque el agujero negro de masa estelar más grande encontrado fue 62 ± 4 M [matemática] _ {☉} [/ matemática]. El agujero negro de masa intermedia tiene un rango de 100–1,000,000 M☉ pero no se han encontrado muchos objetos en esta clase. El agujero negro de masa intermedia más grande encontrado en la Vía Láctea (y el segundo agujero negro más grande de la Vía Láctea, después del agujero negro supermasivo Sagitario A *) fue de 100,000 M [matemáticas] _ {☉} [/ matemáticas]. Aunque el límite para los agujeros negros de masa intermedia es de alrededor de 1,000,000 M [matemáticas] _ {☉} [/ matemáticas], el agujero negro supermasivo más pequeño encontrado fue la mitad de esa masa: 50,000 M [matemáticas] _ {☉} [/ matemáticas ] Así que no solo importa la masa, sino también la ubicación del agujero negro; si se encuentra en el centro de una galaxia, probablemente se llamará un agujero negro supermasivo a pesar de tener un rango de masa de agujero negro de masa intermedia.
Anatomía
La anatomía del agujero negro consta de dos componentes principales: la singularidad y el radio de Schwarzschild , que es la región más allá de la cual ni siquiera la luz puede regresar. El tamaño del radio de Schwarzschild corresponde a la masa del agujero negro.
Toda la masa del agujero negro se encuentra dentro del volumen cero en el centro, siempre que sea un agujero negro no giratorio, es decir, un agujero negro Schwarzschild o un agujero negro Reissner-Nordstrom. Si se trata de un agujero negro giratorio, la singularidad se estira como un objeto unidimensional con un radio, llamado singularidad de anillo o singularidad de Kerr .
El punto de cruce es el llamado horizonte de eventos . En principio, hay dos horizontes de eventos: el horizonte de eventos externo (radio de Schwarzschild), que presenta geodésicas espaciales, y el horizonte de eventos internos (el llamado horizonte de Cauchy ), que presenta geodésicas temporales. El horizonte externo toca el horizonte interno en los polos. Ir más allá del horizonte de eventos internos significa que te estás moviendo hacia un futuro inevitable que es la singularidad.
Los agujeros negros giratorios también tienen una ergosfera , que también toca el horizonte de eventos en los polos. La ergosfera es una región alrededor del agujero negro donde la fuerza gravitacional comienza a afectar el movimiento de los objetos, por lo que no pueden permanecer estacionarios dentro de esta región. La ergosfera es una forma esferoidal oblata, e incluso el horizonte de eventos puede volverse oblato cuando el agujero negro gira, aunque no son posibles formas más complejas.
Tipos de agujeros negros
- Agujero negro de Schwarzschild – Un agujero negro que no tiene carga eléctrica ni momento angular. Este es un agujero negro al vacío.
- Agujero negro de Reissner – Nordström : un agujero negro con carga eléctrica, pero sin momento angular. Es muy probable que este agujero negro sea solo teórico.
- Agujero negro de Kerr : un agujero negro que no tiene carga eléctrica pero tiene un momento angular. Este también es un agujero negro al vacío.
- Agujero negro de Kerr-Newman : un agujero negro con carga eléctrica y momento angular. Este agujero negro también es probablemente solo teórico.
Otras lecturas
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- ¿Qué pasa si alguien entra en un agujero negro? ¿Qué verían ellos?
- ¿Cómo se vería realmente un agujero negro en 3-D? Y, ¿cómo se determina la dirección de los chorros?
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- Quiero investigar sobre agujeros negros. ¿Alguien puede sugerirme algunos temas interesantes sobre los agujeros negros?
- Información sobre el agujero negro: una publicación de blog en la que he compilado información sobre los agujeros negros, tales soluciones propuestas a la paradoja de la información sobre los agujeros negros y otras propuestas del cuerpo negro.