Astronomía

¿Qué significa que "los agujeros negros se crean cuando el centro de una estrella muy masiva colapsa sobre sí misma"?

¿Qué significa que


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Leí muchas veces que los agujeros negros se crean cuando el centro de una estrella muy masiva colapsa sobre sí misma, pero ¿qué significa? ¿El peso del centro de la estrella masiva aumenta tanto que él mismo no puede soportar peso o puedo decir que el espacio mismo no puede soportar el peso de tal centro de estrella masiva que colapsa? Traté de leer la respuesta en Google, pero quiero saberlo en un lenguaje común, ya que no soy un investigador o estudiante de astro física. Gracias


Esta página de Wikipedia sobre Stellar Evolution es un buen punto de partida con muchos enlaces a más información.

Una estrella es una enorme esfera de principalmente hidrógeno.

Como cualquier masa grande, tiene un campo gravitacional y ese campo actúa sobre la propia estrella.

Por lo tanto, siempre querría colapsar en una esfera lo más densa posible bajo su propia gravedad.

Ahora, a medida que aumenta la densidad, particularmente en el centro, la presión también aumenta y también lo hace la temperatura. Cuando estos sean lo suficientemente altos, el núcleo de la estrella podrá fusionar hidrógeno (y luego otros materiales) en elementos más pesados. Hacerlo libera enormes cantidades de energía y esto es lo que crea toda esa luz que vemos.

Pero la energía liberada también evita que la estrella colapse más.

Y puede permanecer así (más o menos) durante miles de millones de años. Es esta energía producida por la fusión en el núcleo la que equilibra la fuerza gravitacional (peso) del resto de la estrella que intenta aplastar el núcleo. Entonces, la fusión que genera más energía de la que requiere para suceder es esencial para mantener una estrella "viva".

Después de mucho tiempo, el hidrógeno del núcleo se agota y la estrella comienza a quemar elementos más pesados ​​en el núcleo (helio, carbono, etc.). Lo hace hasta que se agotan y (aproximadamente) llegamos a elementos como el hierro que quedan. En ese momento, la fusión de esos elementos ya no genera suficiente energía para detener el colapso de la estrella y comienza a colapsar nuevamente, pero muy, muy rápidamente.

Exactamente lo que suceda a continuación depende principalmente de la masa de la estrella. Puede terminar como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro.

Pero el colapso final es un proceso muy rápido y bastante violento.

Una vez que se agota el combustible útil en el núcleo, las estrellas mueren de una manera espectacular de una forma u otra.

¿Qué es un agujero negro (en términos simples)?

La gravedad es el resultado de la forma en que la masa (o incluso la energía) puede distorsionar el espacio.

Más allá de cierto punto, esta distorsión se vuelve tan grande que todo en un lado queda atrapado dentro de una "superficie" llamada horizonte de eventos. Un horizonte de eventos es lo que realmente es un agujero negro: sin horizonte de eventos, sin agujero negro.

Dentro del agujero negro, el espacio está distorsionado de una manera que es básicamente imposible de describir sin algunas matemáticas. El efecto es que no hay dirección en la que puedas moverte ni velocidad a la que puedas viajar que no te lleve al centro del agujero negro, la singularidad. Ni siquiera intentes visualizarlo, simplemente no es una idea de sentido común.

Esto incluso funciona con luz.

Ahora bien, un horizonte de sucesos no es una superficie que puedas sentir. De hecho, puede viajar a través de un horizonte de eventos (¡pero solo hacia adentro, no hacia afuera!). Entonces, este cambio en la forma en que se distorsiona el espacio-tiempo no es algo que sea repentino u obvio para la persona que cae.

De vuelta a nuestra estrella colapsando.

A medida que colapsa (sin energía de fusión para detener eso), se vuelve más y más denso.

Ahora, si es lo suficientemente grande, colapsará en un agujero negro, porque el núcleo se volverá tan denso por el colapso que será suficiente para formar un horizonte de eventos.

Nuestro Sol no es lo suficientemente grande para hacer eso.


Una estrella es siempre un equilibrio de gravedad que intenta colapsarla hacia adentro y una fusión nuclear que intenta hacerla explotar. Por lo general, las fuerzas están en equilibrio, ya que la gravedad provoca más fusión nuclear desde el hidrógeno hasta el hierro. Sin embargo, el hierro necesita una cantidad exponencialmente mayor de energía para fusionarse, por lo que la gravedad gana y aplasta la estrella hacia adentro. Este peso forma el agujero negro y también genera un estallido final de fusión nuclear, provocando el estallido de luz que la gente ve y también formando los elementos más allá del hierro. ¡Espero que esta respuesta ayude!


El campo gravitacional se vuelve tan fuerte que ni siquiera la luz puede escapar, lo que hace que la región donde la estrella solía ser profundamente oscura: un agujero negro. A medida que te adentras en el agujero negro, el espacio se vuelve cada vez más curvo hasta que, en el centro, se vuelve infinitamente curvado.

Los agujeros negros son una clase de objeto astronómico que ha sufrido un colapso gravitacional, dejando atrás regiones esferoidales del espacio de las que nada puede escapar, ni siquiera la luz. La evidencia observacional indica que casi todas las galaxias grandes contienen un agujero negro supermasivo, ubicado en el centro de la galaxia.


¿Qué elementos se forman a través de las explosiones de supernovas?

Otros tipos de supernovas (Tipo II y algunos Tipo I peculiares) se producen por el colapso del núcleo de una estrella masiva. El núcleo interno se convierte en una estrella de neutrones, por lo que solo se expulsan las capas más alejadas. en el espacio. Estos consisten principalmente en elementos hasta silicio. El helio proviene principalmente del Big Bang.

Posteriormente, la pregunta es, ¿qué elementos hay en el remanente de la supernova Cassiopeia A? Una nueva imagen del remanente de supernova Cassiopeia A (Cas A) muestra la ubicación de diferentes elementos, incluyendo planchar, calcio, azufre y silicio. Estos elementos, junto con otros como oxígeno también se encuentran en Cassiopeia A, son responsables de la vida en tierra.

De esta forma, ¿cómo se produce una explosión de supernova?

Tener demasiada materia provoca estrella a explotar, resultando en un supernova. Como el estrella se queda sin combustible nuclear, parte de su masa fluye hacia su núcleo. Finalmente, el núcleo es tan pesado que no puede soportar su propia fuerza gravitacional. El núcleo colapsa, lo que da como resultado el gigante explosión de un supernova.

En el momento en que el núcleo fusiona la silicona (produciendo hierro y níquel), alcanza una temperatura de alrededor de 3 mil millones de grados centígrados. Cuando la atracción gravitacional del núcleo excede la presión que el núcleo puede soportar, colapsa. Incluso los núcleos más pequeños alcanzarán temperaturas de más de 1000 billones & degK cuando forman un núcleo de neutrones.


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Un agujero negro es una región en el espacio donde la fuerza de gravedad es tan fuerte que la luz no puede escapar. La fuerte gravedad se produce porque la materia se ha presionado en un espacio diminuto. Esta compresión puede tener lugar al final de la vida de una estrella. Algunos agujeros negros son el resultado de estrellas moribundas. Debido a que ninguna luz puede escapar, los agujeros negros son invisibles. Sin embargo, los telescopios espaciales con instrumentos especiales pueden ayudar a encontrar agujeros negros. Pueden observar el comportamiento del material y las estrellas que están muy cerca de los agujeros negros.

¿Qué tamaño tienen los agujeros negros?
Los agujeros negros pueden tener una variedad de tamaños, pero hay tres tipos principales de agujeros negros. El agujero negro masa y el tamaño determina de qué tipo es.
Los más pequeños se conocen como agujeros negros primordiales. Los científicos creen que este tipo de agujero negro es tan pequeño como un solo átomo pero con la masa de una gran montaña.
El tipo más común de agujeros negros de tamaño mediano se llama "estelar". La masa de un agujero negro estelar puede ser hasta 20 veces mayor que la masa del sol y puede caber dentro de una bola con un diámetro de aproximadamente 10 millas. Pueden existir docenas de agujeros negros de masa estelar dentro de la Vía Láctea.
Los agujeros negros más grandes se denominan "supermasivos". Estos agujeros negros tienen masas superiores a 1 millón de soles combinados y cabrían dentro de una bola con un diámetro aproximadamente del tamaño del sistema solar. La evidencia científica sugiere que cada gran galaxia contiene un agujero negro supermasivo en su centro. El agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea se llama Sagitario A. Tiene una masa equivalente a unos 4 millones de soles y cabría dentro de una bola con un diámetro aproximadamente del tamaño del sol.

¿Cómo se forman los agujeros negros?
Se cree que los agujeros negros primordiales se formaron en el universo temprano, poco después del Big Bang.
Los agujeros negros estelares se forman cuando el centro de una estrella muy masiva colapsa sobre sí mismo. Este colapso también provoca una supernova, o una estrella que explota, que lanza parte de la estrella al espacio.
Los científicos creen que los agujeros negros supermasivos se formaron al mismo tiempo que la galaxia en la que se encuentran. El tamaño del agujero negro supermasivo está relacionado con el tamaño y la masa de la galaxia en la que se encuentra.

Si los agujeros negros son "negros", ¿cómo saben los científicos que están allí?
Un agujero negro no se puede ver debido a la fuerte gravedad que atrae toda la luz hacia el centro del agujero negro. Sin embargo, los científicos pueden ver los efectos de su fuerte gravedad en las estrellas y los gases que lo rodean. Si una estrella está orbitando un cierto punto en el espacio, los científicos pueden estudiar el movimiento de la estrella para averiguar si está orbitando un agujero negro.
Cuando un agujero negro y una estrella orbitan juntos, se produce luz de alta energía. Los instrumentos científicos pueden ver esta luz de alta energía.
La gravedad de un agujero negro a veces puede ser lo suficientemente fuerte como para extraer los gases externos de la estrella y hacer crecer un disco a su alrededor llamado disco de acreción. A medida que el gas del disco de acreción entra en espiral hacia el agujero negro, el gas se calienta a temperaturas muy altas y libera luz de rayos X en todas las direcciones. Los telescopios de la NASA miden la luz de rayos X. Los astrónomos usan esta información para aprender más sobre las propiedades de un agujero negro.

¿Podría un agujero negro destruir la Tierra?
Los agujeros negros no deambulan por el universo, tragándose mundos al azar. Siguen las leyes de la gravedad al igual que otros objetos en el espacio. La órbita de un agujero negro tendría que estar muy cerca del sistema solar para afectar a la Tierra, lo que no es probable.
Si un agujero negro con la misma masa que el sol reemplazara al sol, la Tierra no caería. El agujero negro con la misma masa que el sol mantendría la misma gravedad que el sol. Los planetas todavía orbitarían el agujero negro mientras orbitan alrededor del sol ahora.

¿Se convertirá alguna vez el sol en un agujero negro?
El sol no tiene suficiente masa para colapsar en un agujero negro. En miles de millones de años, cuando el sol esté al final de su vida, se convertirá en un estrella gigante roja. Luego, cuando haya usado lo último de su combustible, se desprenderá de sus capas externas y se convertirá en un anillo de gas brillante llamado nebulosa planetaria. Finalmente, todo lo que quedará del sol es un refrescante estrella enana blanca.

¿Cómo está estudiando la NASA los agujeros negros?
La NASA está aprendiendo sobre los agujeros negros utilizando naves espaciales como el Observatorio de rayos X Chandra, el satélite Swift y el Telescopio Espacial Fermi de rayos Gamma. Fermi se lanzó en 2008 y está observando rayos gamma, la forma de luz más enérgica, en busca de agujeros negros supermasivos y otros fenómenos astronómicos. Las naves espaciales como estas ayudan a los científicos a responder preguntas sobre el origen, la evolución y el destino del universo.


1 respuesta 1

Tu primer párrafo no es del todo correcto. La presión del gas no se "detiene" tras la formación de un núcleo de hierro, es simplemente que la estrella no puede generar más calor a partir de reacciones nucleares y se vuelve inestable para colapsar. es decir, la estrella lo hace ¡colapso! ¿Quizás lo que quiere decir es qué detiene el colapso (a veces) antes de que la estrella desaparezca dentro de su propio horizonte de eventos y se convierta en un agujero negro? La respuesta es la presión de degeneración de los neutrones que se forman (endotérmicamente) en los eventos de captura de electrones cuando la estrella colapsa y también la fuerza repulsiva (nuclear fuerte) entre neutrones en gases nucleones muy densos con una pequeña fracción de protones.

La analogía de las "conchas" llenas no es tan mala. En mecánica cuántica encontramos que hay un número finito de estados cuánticos posibles por unidad de momento por unidad de volumen (a menudo llamado "espacio de fase"). En un gas "normal", la ocupación de estos estados cuánticos se rige por las estadísticas de Maxwell-Boltzmann: progresivamente se llenan menos de estos estados, según $ exp (-E / kT) $.

En un gas Fermi a muy alta densidad o muy baja temperatura, llegamos a una situación en la que el principio de exclusión de Pauli limita la ocupación de estos estados a 2 partículas por estado de energía / momento (una para cada espín) partículas que de otra manera podrían haber ocupado muy poco los estados energéticos se ven obligados a ocupar estados de mayor energía e impulso. En un gas "completamente degenerado", que es una buena aproximación para los electrones en una estrella enana blanca o los neutrones en una estrella de neutrones (el caso relevante aquí), todos los estados de energía se llenan hasta algo llamado energía de Fermi, con ocupación cero a energías aún más altas.

La presión es causada por partículas que tienen impulso (esta es solo una teoría cinética básica). El gran número de fermiones con momento distinto de cero (incluso relativista en algunos casos) es la razón por la que un gas degenerado ejerce una presión, incluso si su temperatura se reduce a casi cero. De hecho, una vez que un gas de fermiones se acerca a la degeneración completa, un cambio de temperatura casi no tiene ningún efecto sobre su presión.

Un punto con el que estaré en desacuerdo en su pregunta es la afirmación de que "tales partículas no pueden ocupar el mismo pequeño volumen de espacio". De hecho, la restricción está en la ocupación del espacio de fase. En una estrella de neutrones, los neutrones casi se tocan entre sí, con separaciones de $ sim 10 ^ <-15> $ m. Tú lata amontonar muchas partículas en un volumen pequeño, pero solo a expensas de darles grandes momentos. Si lo desea, esta es una versión 3D del principio de incertidumbre: $ ( Delta x Delta p_x) ( Delta y Delta p_y) ( Delta z Delta p_z) = Delta V ( Delta p) ^ 3 sim hbar ^ 3 $ Esta relación le dice que las partículas se pueden empaquetar muy juntas, pero si lo están, entonces deben tener momentos muy diferentes. Esta amplia gama de momentos es lo que conduce a la presión degenerativa.

Cuando se trata de detener el colapso del núcleo de una estrella masiva y sustentar la estrella de neutrones resultante, la presión de degeneración no es toda la historia. Como mencioné anteriormente, la separación entre neutrones es del orden de $ 10 ^ <-15> $ m, que es el rango aproximado de la fuerza nuclear fuerte. Esto no es una coincidencia. La presión de degeneración por sí sola es insuficiente para detener el colapso o sostener una estrella de neutrones más masiva que 0,7 $ M _ < odot> $ - el llamado límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Debido a que la materia nuclear es altamente asimétrica (muchos más neutrones que protones), hay una fuerza nuclear repulsiva fuerte general por encima de densidades de aproximadamente $ 3 times10 ^ <17> $ kg / m $ ^ 3 $ que también es muy importante para detener la colapso y soporte de estrellas de neutrones más masivas.


ARTÍCULOS RELACIONADOS

Trabajos anteriores de científicos como el profesor Stephen Hawking han sugerido que la entropía de un agujero negro es proporcional a su área pero no a su volumen.

La gravedad cuántica asume que el tejido del espacio-tiempo está formado por granos conocidos como cuantos y explora los efectos de la gravedad en estas diminutas escalas.

Los investigadores pudieron construir cálculos que observaron los impactos gravitacionales que tendrían juntas las colecciones de estos cuantos, conocidos como condensados.

Podría proporcionar una forma de modelar lo que puede estar en el corazón de los agujeros negros de acuerdo con el comportamiento de la gravedad que producen.

El trabajo del Dr. Daniele Pranzetti y sus colegas sugiere que los agujeros negros se ajustan a algo conocido como el principal de la holografía, que establece que el universo mismo puede ser una proyección holográfica (ilustrado)

El Dr. Pranzetti dijo: "La idea en la base de nuestro estudio es que las geometrías clásicas homogéneas emergen de un condensado de cuantos de espacio introducidos en un bucle de gravedad cuántica para describir geometrías cuánticas".

Se encontró que sus hallazgos respaldan la hipótesis holográfica, agregó el Dr. Pranzetti.

Esto podría significar que toda la información necesaria para comprender la estructura de los agujeros negros está realmente contenida en una superficie bidimensional; los físicos solo necesitan saber cómo traducirla.

¿QUÉ ES UN AGUJERO NEGRO?

Los agujeros negros estelares se forman cuando el centro de una estrella muy masiva colapsa sobre sí mismo.

Este colapso también provoca una supernova, o una estrella que explota, que lanza parte de la estrella al espacio.

Debido a la fuerte gravedad producida por los agujeros negros, atrae la luz hacia su centro, lo que significa que no se puede ver directamente.

Sin embargo, los científicos pueden ver los efectos de su fuerte gravedad en las estrellas y los gases que lo rodean.

Si una estrella está orbitando un cierto punto en el espacio, los científicos pueden estudiar el movimiento de la estrella para averiguar si está orbitando un agujero negro.

Cuando un agujero negro y una estrella orbitan juntos, se produce luz de alta energía.

A medida que el gas forma un disco que gira en espiral hacia el interior del agujero negro, se calienta a temperaturas muy altas y libera luz de rayos X en todas las direcciones.

Los telescopios pueden medir la luz de rayos X. Los astrónomos usan esta información para aprender más sobre las propiedades de un agujero negro.

En la década de 1970, Stephen Hawking propuso que los agujeros negros eran capaces de irradiar partículas y que la energía perdida a través de este proceso haría que los agujeros negros se encogieran y finalmente desaparecieran.

Pero el año pasado, Hawking revisó su teoría declarando que los agujeros negros eran de hecho 'grises'

La teoría del agujero gris permitiría retener la materia y la energía durante un período de tiempo antes de ser liberadas de nuevo al espacio.

Dice que la idea de un horizonte de sucesos, del que la luz no puede escapar, es errónea.

Sugiere que, en cambio, los rayos de luz que intentan alejarse del núcleo del agujero negro se mantendrán como si estuvieran atascados en una cinta de correr y que pueden encogerse lentamente arrojando radiación.

Hawking dijo a la revista Nature: “No hay escapatoria de un agujero negro en la teoría clásica. [Pero la teoría cuántica] permite que la energía y la información escapen de un agujero negro ”.

Una explicación completa del proceso, admite Hawking, requeriría una teoría que fusione con éxito la gravedad con las otras fuerzas fundamentales de la naturaleza.


¿Qué significa que "los agujeros negros se crean cuando el centro de una estrella muy masiva colapsa sobre sí misma"? - Astronomía

Informe de estado de: Western University
Publicado: viernes, 28 de junio de 2019

Los astrofísicos de la Western University han encontrado evidencia de la formación directa de agujeros negros que no necesitan emerger de un remanente de estrellas. La producción de agujeros negros en el universo temprano, formada de esta manera, puede proporcionar a los científicos una explicación de la presencia de agujeros negros extremadamente masivos en una etapa muy temprana de la historia de nuestro universo.

Shantanu Basu y Arpan Das del Departamento de Física y Astronomía de Western han desarrollado una explicación para la distribución observada de las masas y luminosidades de los agujeros negros supermasivos, para la cual no existía previamente una explicación científica. Los hallazgos fueron publicados hoy por Astrophysical Journal Letters.

El modelo se basa en una suposición muy simple: los agujeros negros supermasivos se forman muy, muy rápidamente durante períodos de tiempo muy, muy cortos y luego, de repente, se detienen.Esta explicación contrasta con la comprensión actual de cómo se forman los agujeros negros de masa estelar, que es que emergen cuando el centro de una estrella muy masiva colapsa sobre sí mismo.

"Esta es una evidencia de observación indirecta de que los agujeros negros se originan a partir de colapsos directos y no de restos estelares", dice Basu, profesor de astronomía en Western, reconocido internacionalmente como un experto en las primeras etapas de la formación de estrellas y la evolución de los discos protoplanetarios.

Basu y Das desarrollaron el nuevo modelo matemático calculando la función de masa de los agujeros negros supermasivos que se forman durante un período de tiempo limitado y experimentan un rápido crecimiento exponencial de masa. El crecimiento de masa puede ser regulado por el límite de Eddington que está establecido por un equilibrio de las fuerzas de radiación y gravitación o incluso puede excederlo por un factor modesto.

“Los agujeros negros supermasivos solo tuvieron un corto período de tiempo en el que pudieron crecer rápidamente y luego, en algún momento, debido a toda la radiación en el universo creada por otros agujeros negros y estrellas, su producción se detuvo”, explica Basu. "Ese es el escenario de colapso directo".

Durante la última década, se han descubierto muchos agujeros negros supermasivos que son mil millones de veces más masivos que el Sol con altos "corrimientos al rojo", lo que significa que estaban en nuestro universo dentro de los 800 millones de años después del Big Bang. La presencia de estos agujeros negros jóvenes y muy masivos cuestiona nuestra comprensión de la formación y el crecimiento de los agujeros negros. El escenario de colapso directo permite masas iniciales que son mucho mayores de lo que implica el escenario de remanente estelar estándar, y pueden ser de gran ayuda para explicar las observaciones. Este nuevo resultado proporciona evidencia de que tales agujeros negros de colapso directo se produjeron en el universo temprano.

Basu cree que estos nuevos resultados se pueden utilizar con observaciones futuras para inferir la historia de formación de los agujeros negros extremadamente masivos que existen en tiempos muy tempranos en nuestro universo.

CONTACTO CON LOS MEDIOS: Jeff Renaud, Oficial sénior de relaciones con los medios, 519-661-2111, ext. 85165, 519-520-7281 (móvil), [email protected], @ jeffrenaud99

Western University ofrece una experiencia académica insuperable. Desde 1878, The Western Experience ha combinado la excelencia académica con oportunidades de por vida para el crecimiento intelectual, social y cultural con el fin de servir mejor a nuestras comunidades. Nuestra excelencia en investigación amplía el conocimiento e impulsa el descubrimiento con aplicaciones del mundo real. Western atrae a personas con una amplia visión del mundo, que buscan estudiar, influir y liderar en la comunidad internacional.


A & # 8216Cosmic Miracle & # 8217: Indicaciones de formación temprana & # 8216Direct Collapse & # 8217 Black Hole Seen

Los astrónomos han estado encontrando algunos agujeros negros supermasivos extremadamente antiguos, que se formaron cuando el Universo era bastante joven. Pero estaban desconcertados de cómo un agujero negro podía crecer a un tamaño tan tremendo cuando el propio Universo era solo un niño.

Los astrónomos han encontrado ahora un conjunto único de condiciones presentes quinientos millones de años después del Big Bang que permitieron que se formaran estos monstruosos agujeros negros. Una fuente inusual de radiación intensa creó lo que se denominan & # 8220 agujeros negros de colapso directo ”.

& # 8220Es & # 8217 un milagro cósmico & # 8221, dijo Volker Bromm de la Universidad de Texas en Austin, quien trabajó con varios astrónomos en el hallazgo. & # 8220Es & # 8217 es el único momento en la historia del universo en el que las condiciones son las adecuadas para que se formen ".

La comprensión convencional de cómo se forman los agujeros negros se llama teoría de la acreción, donde una estrella extremadamente masiva colapsa y las “semillas” de los agujeros negros se construyen a partir del colapso extrayendo gas de su entorno y mediante la fusión de agujeros negros más pequeños. Pero ese proceso lleva mucho tiempo, mucho más que el tiempo que estuvieron presentes estos agujeros negros de rápida formación. Además, el universo primitivo no tenía las cantidades de gas y polvo necesarias para que los agujeros negros supermasivos crecieran hasta alcanzar su tamaño gigantesco.

Los nuevos hallazgos sugieren, en cambio, que algunos de los primeros agujeros negros se formaron directamente cuando una nube de gas colapsó, sin pasar por otras fases intermedias, como la formación y posterior destrucción de una estrella masiva.

La ilustración de este artista muestra una posible & # 8220seed & # 8221 para la formación de un agujero negro supermasivo, que es un objeto que contiene millones o incluso miles de millones de veces la masa del Sol. En la ilustración del artista, la nube de gas se muestra como el material azul tenue, mientras que el disco naranja y rojo muestra material que se canaliza hacia el agujero negro en crecimiento a través de su atracción gravitacional. Crédito: Rayos X: NASA / CXC / Scuola Normale Superiore / Pacucci, F. et al, Óptica: NASA / STScI Ilustración: NASA / CXC / M.Weiss.

Por supuesto, como cualquier agujero negro, estos agujeros negros de "colapso directo" no se pueden ver. Pero hubo una fuerte evidencia de su existencia, ya que son necesarios para alimentar los cuásares altamente luminosos detectados en el universo joven. El gran brillo de un cuásar proviene de la materia en espiral hacia un agujero negro supermasivo, calentándose a millones de grados, creando chorros que brillan como faros en todo el Universo. Pero dado que la teoría de la acreción no explica los agujeros negros supermasivos en un universo extremadamente distante y, por lo tanto, joven, los astrónomos tampoco pudieron explicar los cuásares. Esto se ha denominado & # 8220el problema de la semilla de cuásar & # 8221.

& # 8220Los cuásares observados en el universo temprano se asemejan a bebés gigantes en una sala de partos llena de bebés normales ”, dijo Avi Loeb del Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, quien trabajó con Bromm. “Uno se pregunta: ¿qué tiene de especial el entorno que crió a estos bebés gigantes? Normalmente, el depósito de gas frío en galaxias cercanas como la Vía Láctea se consume principalmente por la formación de estrellas. & # 8221

Pero en 2003, a Bromm y Loeb se les ocurrió una idea teórica para hacer que una galaxia temprana formara un agujero negro semilla supermasivo, suprimiendo la entrada de energía prohibitiva de la formación de estrellas. Llamaron al proceso & # 8220 colapso directo. & # 8221

“Comience con una & # 8220 nube primordial de hidrógeno y helio, bañada en un mar de radiación ultravioleta, & # 8221 Bromm. “Rompes esta nube en el campo gravitacional de un halo de materia oscura. Normalmente, la nube podría enfriarse y fragmentarse para formar estrellas. Sin embargo, los fotones ultravioleta mantienen el gas caliente, suprimiendo así cualquier formación de estrellas. Estas son las condiciones deseadas, casi milagrosas: ¡colapso sin fragmentación! A medida que el gas se vuelve cada vez más compacto, eventualmente se dan las condiciones para un agujero negro masivo. & # 8221

Este conjunto de condiciones cósmicas parece haber existido solo en el universo muy temprano, y este proceso no ocurre en las galaxias de hoy.

Para probar su teoría, Bromm, Loeb y su colega Aaron Smith comenzaron a estudiar una galaxia llamada CR7, identificada por una encuesta del Telescopio Espacial Hubble llamada COSMOS como que existía menos de mil millones de años después del Big Bang.

David Sobral, de la Universidad de Lisboa, había realizado observaciones de seguimiento de CR7 con algunos de los telescopios terrestres más grandes del mundo, incluidos Keck y el VLT. Estos descubrieron algunas características extremadamente inusuales en la firma luminosa proveniente de CR7. Específicamente, la línea de hidrógeno Lyman-alfa fue varias veces más brillante de lo esperado. Sorprendentemente, el espectro también mostró una línea de helio inusualmente brillante.

& # 8220 Lo que sea que impulse esta fuente es muy caliente, lo suficientemente caliente como para ionizar el helio, & # 8221 Smith dijo, alrededor de 100.000 grados Celsius.

Estas y otras características inusuales en el espectro significaban que podría ser un cúmulo de estrellas primordiales o un agujero negro supermasivo probablemente formado por colapso directo.

Smith realizó simulaciones para ambos escenarios y, aunque el escenario del cúmulo estelar & # 8220 falló espectacularmente & # 8221 Smith dijo, el modelo de agujero negro de colapso directo funcionó bien.

Además, a principios de este año, los investigadores utilizaron datos combinados del Observatorio de rayos X Chandra, el Telescopio espacial Hubble y el Telescopio espacial Spitzer para identificar estas posibles semillas de agujeros negros. Encontraron dos objetos, ambos coincidían con el perfil teórico de los datos infrarrojos. (lea su artículo aquí).

Parece que los astrónomos & # 8220convergen en este modelo & # 8221, dijo Smith, para resolver el problema de la semilla del cuásar y el enigma inicial del agujero negro.

El trabajo de Bromm, Loeb y Smith & # 8217 se publica en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.


Caja negra alrededor de agujeros negros

En muchos sentidos, la física teórica es el campo más cercano a la naturaleza de la vieja escuela de la ciencia. Todos los días, los astrofísicos están construyendo teorías cada vez más elegantes de cosas que no entendemos completamente mientras chocan entre sí sobre la verdadera naturaleza del Universo.

La física teórica actual es donde estaba la biología evolutiva cuando Darwin y Mendel publicaban o donde estaba la química cuando Mendeleev estaba reconstruyendo la tabla periódica. Los físicos sostienen una caja negra, la sacuden, la sienten y tratan de averiguar qué hay dentro. Algunas teorías resultan ser correctas, muchas más están equivocadas y la caja se abre lentamente, pero la apertura es un proceso largo y volátil.

Tomemos los agujeros negros, por ejemplo. Son muy difíciles de estudiar porque no podemos verlos directamente y están muy lejos. Algunos físicos sostienen que nada de lo que entra puede salir jamás, otros dicen que pequeños fragmentos de radiación salen volando, y la física de la UNC Laura Mersini-Houghton dice que es posible que ni siquiera existan. Al menos no como pensamos.

Según el artículo más reciente de Mersini-Houghton, publicado en línea en arXiv.org, no revisado por pares, los "efectos cuánticos" predichos por una teoría de cómo funciona el universo dominan la gravedad de otra teoría hasta el punto en que los agujeros negros no pueden formar físicamente el camino. los científicos creen que sí.

Es posible que haya visto algunos titulares sobre esta historia que afirman que el documento prueba que los agujeros negros no existen o que este trabajo cuestiona el Big Bang, y si bien estos titulares pueden ser exagerados, este estudio podría arrojar una llave inglesa en un área ya volátil. de la física. Sin embargo, para entender por qué necesitamos un poco de experiencia en agujeros negros, relatividad general y mecánica cuántica.


Aplastando estrellas y dando a luz agujeros negros

Los astrofísicos tienden a estar de acuerdo en unas pocas teorías seleccionadas sobre cómo se forman los agujeros negros, siendo la más común que los agujeros negros nacen en estrellas moribundas.

Las estrellas son enormes bolas de gas. Son tan enormes que su gravedad mantiene a los planetas en órbita y aplasta los átomos en sus núcleos para producir la luz que vemos y mucho calor. Ese calor es lo que evita que la estrella se aplaste a sí misma con su propia gravedad.

Al final de la vida de una estrella, aplasta cada vez menos átomos, creando cada vez menos calor hasta que finalmente comienza a colapsar sobre sí misma. La gravedad arrastra todo el gas que una vez formó la estrella a un espacio cada vez más pequeño. A veces, esto hace que la estrella explote, pero incluso cuando lo hace, deja una pequeña bola con suficiente gravedad para absorber cualquier cosa a su alrededor. Eso es un agujero negro, un punto supermasivo con tanta gravedad que ni siquiera la luz puede escapar.


Historia de dos teorías

La mayoría de los astrofísicos están de acuerdo en la teoría de los agujeros negros hasta el último punto, si algo puede escapar. Aquí es donde una cantidad casi indetectable de radiación enfrenta a la relatividad general y la mecánica cuántica.

La relatividad general es la teoría de la gravedad de Einstein y hace un gran trabajo al describir el Universo a gran escala. Según Einstein, los objetos con gran masa doblan el espacio-tiempo, una combinación de 3 dimensiones espaciales y una dimensión temporal. Todo se mueve a través del espacio-tiempo, así que si lo doblas, cambias la forma en que algo se mueve. Piense en el espacio-tiempo como en un minigolf. A medida que la pelota rueda, es más probable que ruede por pendientes y caídas que permanecer en una elevación más alta. Einstein predijo que los objetos masivos crean pendientes y grietas similares en el espacio-tiempo, atrayendo así objetos cercanos.

La relatividad general sostiene que los agujeros negros amontonan tanta masa en un espacio tan pequeño que el espacio-tiempo en realidad se dobla sobre sí mismo y que una vez que te acercas lo suficiente, más allá de un límite llamado horizonte de eventos, no puedes salir nunca más. El horizonte de eventos es como el hoyo 18 en el minigolf que lleva la pelota al tipo que está detrás del mostrador.

La mecánica cuántica, por otro lado, es la teoría de todas las cosas pequeñas: abarca el comportamiento de moléculas, átomos y partículas subatómicas. Una de las principales reglas de la mecánica cuántica es que la información nunca se pierde, pero si la luz y la materia caen en un agujero negro y no pueden salir, se pierde información. Eso es un gran no-no.

Stephen Hawking ha hecho varios intentos para reconciliar esta "paradoja de la pérdida de información". El más popular es un concepto llamado radiación de Hawking. No existe una gran analogía física de cómo funciona, pero la aproximación más cercana es que las "fuerzas cuánticas" dentro del agujero negro causar la formación de materia y antimateria. Normalmente, la materia y la antimateria se aniquilan entre sí, pero la idea es que si se formara un par materia / antimateria en el horizonte de sucesos, posiblemente una partícula podría terminar fuera del agujero negro y escapar. Nadie ha alguna vez ha observado la radiación de Hawking, pero muchos teóricos cuánticos aceptan esta idea.

Puede estar pensando que si dos teorías no están de acuerdo en la explicación de algo, una o ambas están equivocadas. Estarías medio en lo cierto. Las cosas o escapan de los agujeros negros o no. Sin embargo, eso no significa que cualquier teoría que sea "incorrecta" sea "incorrecta" en todo y no tenga ningún valor.

He aquí un ejemplo tonto. Tengo un labradoodle de 7 meses llamado Ollie. Si yo fuera un científico tratando de escribir una teoría sobre cómo funciona mi apartamento, notaría que cuando Ollie duerme la siesta en la sala de estar, SIEMPRE duerme en mis piernas. Pero otro teórico del apartamento podría notar que a Ollie no se le permite sentarse en el sofá, y SIEMPRE se le mantiene alejado. Ambas teorías describen con precisión lo que sucede en mi apartamento.

Hay un caso en el que estas dos teorías no están de acuerdo. Cuando tengo las piernas levantadas en el sofá, Ollie Legs Theory predice que tomará una siesta en el sofá, pero Ollie Couch Theory predice que no puede hacer eso. Ambas teorías son muy buenas para describir las reglas del apartamento, pero en este caso específico es necesario modificar algo para satisfacer a ambas o una de ellas está mal.

Ahora, en este ejemplo, un observador podría ver fácilmente a Ollie apoyando su cabeza en mi regazo hasta que me rindo a su viaje de culpa, me levanto del sofá y me siento con él en el suelo. Los científicos que estudian los agujeros negros, sin embargo, no pueden darse el mismo lujo, ya que no podemos ver lo que sucede en un agujero negro. Esto hace que modificar las teorías sea mucho más difícil.


El trabajo de Mersini-Houghton

La herramienta que tienen los físicos teóricos para trabajar en estas teorías son las matemáticas, y el artículo de Mersini-Houghton contiene muchas de ellas. Este estudio en particular es una simulación matemática del colapso de una estrella moribunda y la formación de un agujero negro.

La simulación de Mersini-Houghton comienza con una estrella moribunda cayendo sobre sí misma. A continuación, a medida que la estrella colapsa, el modelo de Mersini-Houghton predice que la estrella emitirá enormes cantidades de radiación de Hawking.

Esa radiación supone un problema para la formación de estrellas fugaces de los agujeros negros, irónicamente debido a otro de los descubrimientos de Einstein. Einstein predijo que la masa y la energía son intercambiables; lo conoce como E = mc2. A medida que la estrella emite toda esta radiación de Hawking, extrae más energía / masa del centro de la estrella para reemplazarla. El modelo predice que la pérdida de energía / masa será tan grande que la gravedad de la estrella ya no puede mantener el colapso. La estrella dejaría de encogerse y rebotaría hacia afuera, en lugar de encogerse hasta convertirse en un agujero negro.


¿Qué significa eso?

Si los cálculos de Mersini-Houghton son correctos y generalizables, esto significaría que los agujeros negros no se forman cuando las estrellas colapsan sobre sí mismas, sino a través de otros procesos, algunos de los cuales los científicos pueden no haber pensado todavía. Pero antes de condenar la teoría del colapso estelar al reino de la falsedad, hay algunas consideraciones en las que debemos pensar.

  1. El estudio aún no ha sido revisado por pares. La revisión por pares es un procedimiento estándar para artículos científicos, ya que los expertos luego ofrecen críticas. Sin embargo, el hecho de que un artículo no haya recibido una revisión por pares no significa que no tenga valor o que no vaya a ser revisado por pares más adelante. Muchos físicos publican sus investigaciones en arXiv.org, donde se publica este artículo, para obtener algunas críticas antes de enviarlo formalmente a una revista revisada por pares, y el primer artículo de Mersini-Houghton sobre este tema apareció en arXiv.org y luego se publicó en una revista revisada por pares. Por ahora, los hallazgos de Mersini-Houghton son buenos para discutir y debatir, pero pueden fortalecerse mucho con la revisión por pares.
  2. Algunos titulares sobre esta investigación han dicho que este documento prueba que los agujeros negros no pueden existir. Eso no es realmente lo que dice el periódico. El documento ejecuta una simulación de una estrella que colapsa y descubre que en esa simulación, otras fuerzas se interponen en el camino de la creación de un agujero negro. Pero hay otras formas en que los científicos han teorizado sobre la formación de agujeros negros, como la colisión de dos estrellas. También hay mucha evidencia física de agujeros negros. Los científicos no pueden verlos directamente, pero pueden ver cómo su gravedad influye en las estrellas y los planetas que los rodean.
  3. La simulación de Mersini-Houghton hace algunas suposiciones simplificadoras. Por ejemplo, una estrella que colapsa necesita aplastarse por debajo de un tamaño específico antes de que su gravedad se vuelva lo suficientemente densa como para formar un agujero negro. Ese tamaño se llama radio de Swarzschild de la estrella. Mersini-Houghton usó un radio de Swarzschild esférico en su simulación y descubrió que la estrella moribunda no podía aplastar tan pequeña. Sin embargo, en la vida real, el radio de Swarzschild puede no ser esféricamente simétrico. Eso podría permitir que la estrella moribunda lo alcance, y puede que no, pero el punto es que el modelo de Mersini-Houghton funciona para un conjunto específico de casos, pero puede que no sea generalizable a todos los agujeros negros que existen.

Estas consideraciones no pretenden devaluar el trabajo de Mersini-Houghton. De hecho, este estudio podría ser un factor importante para abrir la caja negra alrededor de los agujeros negros. Podría agregar una nueva regla a la teoría de cómo las estrellas en colapso forman agujeros negros o incluso obligar a los científicos a desarrollar una nueva teoría sobre el origen de los agujeros negros. Este estudio puede ser refutado por expertos en agujeros negros, pero de cualquier manera genera una investigación que solo puede servir para fortalecer el campo y abrir esa caja negra un poco más.

Daniel Lane cubre ciencia, ingeniería, medicina y medio ambiente en Carolina del Norte.


Estrellas de neutrones y agujeros negros

¿Qué deja una supernova? Eso depende del tamaño de la estrella original. Recuerde, la masa determina todo sobre la vida de una estrella, así que aquí hay otro ejemplo de esa regla. En el caso de las estrellas masivas (aquellas que mueren a través del mecanismo de supernova Tipo II), hay dos posibilidades probables: una estrella de neutrones o un agujero negro. Primero veremos el caso menos extremo de la estrella de neutrones.

Estrellas de neutrones y púlsares

Si recuerda la discusión sobre las supernovas de Tipo II, el núcleo de la estrella colapsa para formar una gran bola de neutrones, lo que llamaríamos una estrella de neutrones. Esta bola de material degenerado por neutrones está tan apretada que una cucharadita de material de estrella de neutrones pesaría tanto como una montaña. Los núcleos de algunas estrellas masivas terminan como estrellas de neutrones, y aquí es donde las cosas se complican. Una estrella de neutrones es tan pequeña (solo unos 20 km de diámetro), por lo que se pensó que era poco probable que un objeto así fuera visible incluso con el telescopio más sofisticado. La gente había teorizado sobre la existencia de estrellas de neutrones desde la década de 1930, pero debido a su pequeño tamaño, la gente pensó que solo serían objetos teóricos que nunca podrían detectarse.

Regresemos el reloj a 1967. En Inglaterra, el proyecto del radiotelescopio de la Universidad de Cambridge estaba en marcha. Si bien esto no implicó lo que llamaríamos una configuración realmente sofisticada, fue capaz de hacer el trabajo. Básicamente, el telescopio era una gran variedad de cables esparcidos en 4 1/2 acres, como un gran tendedero de alambre tendido sobre un campo. Era solo un montón de cables en postes, por lo que el telescopio no se podía apuntar ni mover. ¿Cómo miraba al cielo? La rotación de la Tierra permitió al telescopio mirar en diferentes partes del cielo en el transcurso de un día, aunque no había muchos lugares donde realmente pudiera mirar, simplemente escaneaba la misma franja en el cielo día tras día.

Una estudiante de posgrado, Jocelyn Bell, estaba mirando las señales de radio provenientes del telescopio y notó que se producía una fuerte señal de radio cuando el telescopio apuntaba a ciertas regiones del cielo. El telescopio apuntaba en esa misma dirección todos los días, y ella notó que la señal reaparecía no 24 horas después, sino 23 horas y 56 minutos después. La señal se detectó cuatro minutos antes cada día. ¿Qué significa eso? Recuerde, el tiempo para la rotación de la Tierra (el período sidéreo) es de 23 horas, 56 minutos, por lo que las fuentes en el cielo reaparecerán cuatro minutos antes de la observación del día anterior. Esto le dijo que el objeto que emitía la señal estaba en el cielo. Le tomó un tiempo convencer a su jefe de la fuente de las señales; él pensó que provenían de una fuente terrestre, como líneas telefónicas o transmisores de radio. Finalmente, se convenció y comenzaron a examinar las señales más de cerca.

Figura 1. Una típica señal de púlsar, captada por un radiotelescopio.

Notaron que las señales no eran una señal de radio continua (como un zumbido constante) sino en realidad un montón de "pulsos" de radio individuales (como un latido del corazón). Los pulsos eran muy rápidos, por lo que a menudo tenían la apariencia de una señal constante y sostenida. La sincronización de los pulsos fue bastante precisa: muy poca desviación de un pulso al siguiente. Debido a la naturaleza pulsada de las señales, los objetos se llamaron inicialmente púlsares.

¿Qué son exactamente los púlsares? Lo crea o no, al principio pensaron que las señales eran de extraterrestres debido a la naturaleza muy precisa de los pulsos, pero luego descartaron esta idea cuando descubrieron una amplia gama de períodos de pulso (el tiempo entre cada pulso) ubicados en muchos diferentes direcciones en el cielo. Si se trataba de balizas alienígenas, ciertamente no parecían ser muy útiles.

Un archivo de sonido de un púlsar típico (1,4 pulsos / segundo) Un archivo de sonido del Crab Pulsar (30 pulsos / segundo) Un archivo de sonido de un púlsar rápido (642 pulsos / segundo)

¿Qué tipo de objeto emite señales periódicas o cambia su producción de energía de manera periódica? Las estrellas eclipsantes pueden hacer eso. Podrías obtener señales periódicas de un sistema eclipsante, pero dado que las señales de los púlsares tenían períodos del orden de un segundo, eso significaría que las estrellas tendrían que moverse en órbitas una vez por segundo, eso es demasiado rápido para ser posible, por lo que esa idea fue descartada.

¿Qué pasa con las estrellas que realmente pulsan? Recuerde, el Sol tiene vibraciones periódicas y hay muchos tipos de estrellas que pulsan. Nos encontramos con el molesto problema de que el período de variación es bastante rápido. Si una estrella pulsara a la velocidad de un pulso por segundo, se tambalearía tanto que se desgarraría. Nuevamente, los pulsos son demasiado rápidos para ser esta opción.

¿Qué más tenemos que sea de naturaleza periódica? Probablemente recuerde que las estrellas también giran. Si una estrella tuviera una característica inusual en su superficie, esa característica aparecería cada vez que la estrella girara hacia usted, algo así como la baliza de un faro. Este escenario es posible. ¿Qué tipo de estrella podría girar a una velocidad de aproximadamente una rotación por segundo?

¿Podría hacerlo una estrella de la secuencia principal? No, se haría pedazos. ¿Qué pasa con una enana blanca? No, todavía tendría que girar demasiado rápido para que sobreviva. Necesitamos una estrella que sea muy pequeña y muy densa para que su propia gravedad (lo que la mantiene unida) pueda soportar la fuerte rotación (lo que la desgarra). ¿Qué tipo de objeto sería apropiado para ser un púlsar? ¿Qué podría ser? Me pregunto, ¿podría ser? una estrella de neutrones?

Parece que el único objeto que tiene suficiente autogravedad para mantenerse unido mientras gira a velocidades muy altas tendría que ser una estrella de neutrones, muy pequeña, muy densa, pero capaz de manejar el difícil trabajo. Parece que eso responde a la pregunta, ¿o no? El hecho de que pensemos que una estrella de neutrones es la fuente de los pulsos de radio en realidad no prueba que sea la causa. Como ocurre con todo lo relacionado con la ciencia, es necesario obtener pruebas que respalden la idea. La ciencia implica hacer pruebas y encontrar pruebas, algo así como un trabajo de detective. Ahora viene la parte difícil, ya que es poco probable que podamos "ver" una estrella de neutrones directamente con un telescopio para probar esta teoría (recuerde lo pequeño que es su diámetro). ¿Cómo encontramos la evidencia?

Si recuerdas, pensamos que las estrellas de neutrones se producían en una explosión de supernovas. Necesitamos vincular una supernova con un púlsar. Si echamos un vistazo más de cerca a una de las señales que se descubrió muy temprano, notará que se origina en una nube de gas conocida como la Nebulosa del Cangrejo, que se encuentra en la constelación de Tauro el Toro. Las observaciones de esta nube muestran que está cambiando a un ritmo rápido, se está expandiendo bastante rápido. También es una potente fuente de rayos X, así como una potente fuente de luz de radio. Los astrónomos pensaron que se trataba de un remanente de supernova. ¿Por qué crees que pensaron eso?

Figura 2. Una imagen de cerca de la Nebulosa del Cangrejo obtenida por el Telescopio Espacial Hubble. El púlsar está indicado. Crédito: NASA y The Hubble Heritage Team (STScI / AURA).

Los astrónomos echaron un vistazo a los registros históricos que nos dicen que algo sucedió allí hace muchos años. Las observaciones realizadas en julio de 1054 d.C. indicaron que apareció un objeto brillante en el cielo. ¿Qué tan brillante era este objeto? ¡Era más brillante que Venus! Era tan brillante que incluso fue visible durante el día durante bastante tiempo. Las observaciones del objeto fueron realizadas por astrónomos del Lejano Oriente (China y Corea), así como por astrónomos árabes. Parece que los europeos estaban demasiado ocupados con otras cosas para notar el objeto, o tal vez pensaron que, dado que nada puede cambiar en el cielo, debe ser solo un evento local, como una lluvia de meteoritos. Los astrónomos del Lejano Oriente fueron bastante precisos al mapear la ubicación del objeto, por lo que sabemos que el objeto brillante apareció en el mismo lugar del cielo donde ahora vemos la Nebulosa del Cangrejo. Además, las mediciones de brillo que se realizaron siguen las variaciones de brillo de una supernova (una supernova de Tipo II, de hecho).

Ahí está la pistola humeante. Se observó una supernova en 1054 d.C. Hoy miramos esta misma parte del cielo y vemos no solo la Nebulosa del Cangrejo (que fue descubierta hace mucho tiempo) sino también un púlsar justo en medio del desastre. El púlsar en el centro es un hilandero bastante rápido, girando a una velocidad de 30 veces / segundo. Eso parece confirmar la teoría: un púlsar que está directamente relacionado con una supernova, un evento que pensamos que produciría una estrella de neutrones, y parece haber hecho precisamente eso. El pulsar de la Nebulosa del Cangrejo es uno de los pocos que se pueden ver con un telescopio de luz visible normal. Hace mucho tiempo, los astrónomos examinaron esa parte del cielo y pensaron que la estrella que ahora identificamos con el púlsar del Cangrejo era solo una estrella químicamente peculiar. Gira tan rápido que es difícil ver los destellos a simple vista. Hay varios otros remanentes de supernovas con púlsares en ellos. Uno, con el interesante nombre de G11.2-0.3, fue estudiado recientemente por el Chandra telescopio espacial y posiblemente sea una supernova que fue observada por astrónomos chinos en 386 d.C. Usted puede leer sobre ello aquí. Se han descubierto otros púlsares no dentro de los remanentes de supernovas, sino cerca de ellos. Esto no es demasiado sorprendente, ya que se cree que la explosión de la supernova puede expulsar el núcleo. Un caso en el que un púlsar parece haber sido expulsado también está expulsando material propio, en un largo camino hacia el espacio. Puedes ver varias imágenes de ese púlsar aquí.

Ese es el resultado básico (al menos una vez que se resolvió el misterio). ¡Los púlsares son estrellas de neutrones en rotación! Siguiendo la regla vigente en astronomía, el nombre es engañoso: los púlsares giran, ¡pero no pulsan! Esta es probablemente una buena regla para nombrar las cosas demasiado pronto: el nombre se quedó antes de que supieran con qué estaban lidiando.

Con ese misterio aclarado, todavía quedan algunas preguntas por responder, a saber, ¿por qué los púlsares giran tan rápido y qué es lo que realmente los está causando?

Primero abordaremos el más fácil. La rotación rápida se debe a una regla relativa a los objetos giratorios: la conservación del momento angular. Esta es una relación entre la velocidad de rotación (qué tan rápido gira) y la distribución de masa en el objeto que gira (qué tan extendido está). A medida que cambia la distribución de masa, cambia la tasa de rotación. Al disminuir la distribución de masa (acercándola), aumenta la velocidad de rotación. Es posible que haya visto esto en la forma en que un patinador sobre hielo gira más rápido cuando acerca los brazos. Un cambio de masa conduce a un cambio en la velocidad de rotación. ¿Qué significa esto para un púlsar?

En primer lugar, casi todas las estrellas giran hasta cierto punto. Recuerde, el Sol gira una vez cada 30 días aproximadamente. Durante el evento de supernova, el núcleo masivo colapsa de manera extrema. A medida que se colapsa (a medida que se introduce la masa), aumenta la velocidad de rotación. La reducción de tamaño es tan grande que la tasa de rotación aumenta drásticamente, miles de veces más rápido que la tasa anterior. Una estrella que giraba a un ritmo bastante lento terminará girando muy, muy rápido debido al colapso extremo del núcleo. Supongo que esto sería como tener un patinador sobre hielo con brazos de 1000 libras que entran repentinamente durante su rotación. El patinador probablemente giraría tan rápido que haría un agujero en el hielo.

Actualmente, el púlsar giratorio más rápido que hemos detectado es XTE J1739-285 (qué nombre tan encantador), y está girando a 1122 rotaciones por segundo. Sí, eso es correcto, 1122 rotaciones cada segundo! Eso marearía a cualquiera.

Ese es un misterio resuelto, así que ahora tenemos que averiguar qué está causando los pulsos.

Otra cosa que tienen las estrellas son los campos magnéticos. Una característica extraña de los campos magnéticos es que se vuelven muy fuertes cuando se comprimen. ¿Adivina qué sucede con el campo magnético durante el colapso del núcleo de la estrella en el evento de supernova? Lo adivinaste, el campo magnético se comprime. En el caso de la formación de una estrella de neutrones, la compresión es tan grande que el aumento de la intensidad del campo magnético también es increíblemente enorme.

Una estrella de neutrones tendería a tener un campo magnético realmente fuerte, ¿cómo produce eso los pulsos? En la vecindad alrededor de los púlsares hay partículas cargadas (principalmente electrones) que tienden a viajar a lo largo de las líneas del campo magnético. Esto tiene que ver con la forma en que interactúan los campos magnéticos y las cosas cargadas eléctricamente. Estos electrones se mueven a lo largo de las líneas del campo magnético. A medida que se mueven a lo largo de ellos, el campo magnético los acelera (acelera), especialmente cerca de los polos magnéticos del púlsar. Es una característica extraña de los electrones que cuando los acelera, emiten radiación: radiación de sincrotrón. Debo mencionar un aspecto importante de esta radiación. Antes de esto, toda la luz (radiación) con la que nos hemos topado tenía su origen en objetos que emitían luz debido a sus temperaturas. La radiación de sincrotrón no se produce por calor y, por lo tanto, es bastante única. Nos referimos a este tipo de luz como no térmica. Más adelante nos encontraremos con más fuentes de radiación no térmica. De cualquier forma, la radiación de sincrotrón se encuentra principalmente en la parte de radio del espectro, que es exactamente la razón por la que Jocelyn Bell y el radiotelescopio de Cambridge la detectaron. Se pueden ver muy pocos púlsares con un telescopio de luz visible (solo aquellos que están relativamente cerca, por lo general).

Figura 3. El modelo de púlsares. El campo magnético de la estrella de neutrones en rotación emite energía de sincrotrón. A medida que el polo magnético atraviesa el cielo, la luz de radio se envía hacia los observadores en varias direcciones. Este es el modelo de faro clásico. Puedes ver una pequeña animación de un púlsar aquí. Solo cuando la fuente de luz se dirige hacia la Tierra se detecta el pulso. Crédito de la imagen: NASA.

Ahora veamos lo que tenemos: un púlsar, que gira muy rápido, tiene un montón de radiación saliendo de sus polos magnéticos, entonces, ¿por qué produciría una señal pulsada? Esto depende de la forma en que estén dispuestos los campos magnéticos. Los polos magnéticos pueden disponerse en cualquier tipo de orientación con respecto a la rotación de la estrella. No están necesariamente alineados con el eje de rotación. A medida que la estrella gira, los polos magnéticos pasarán de largo, como en la forma en que pasa el rayo de un faro. Estos barridos producen el pulso de luz que detectamos. A menudo se detectan dos pulsos de los dos polos magnéticos, ya que cubren una buena fracción de la superficie de la estrella. La alta velocidad de rotación del púlsar hace que el pulso sea de muy corta duración; ahora lo ves, ahora no lo ves.

Figura 4. Pulsos de luz de varios púlsares diferentes en diferentes longitudes de onda. En algunos casos, los púlsares son visibles en otras longitudes de onda distintas de la radio, el tipo de señal más común. Geminga es uno de los pocos púlsares que no emite una señal de radio detectable, pero sí emite rayos X y rayos gamma. El pulsar del Cangrejo es uno de los pocos que se pueden ver en longitudes de onda visibles. Crédito de la imagen: D. J. Thompson, NASA / MSFC.

Eso explica en gran medida los púlsares (que, como recordará, no pulsan). Hay más de 1000 púlsares que se han descubierto en nuestra galaxia hasta ahora. La mayoría de pulsos (bueno, en realidad no pulsan, pero ya sabes a lo que me refiero) a una frecuencia de aproximadamente 1 pulso / segundo, aunque hay algunas bestias que pulsan a velocidades de más de 500 pulsos / segundo. ¡Ese es un pulso muy rápido! Los púlsares se ralentizan muy lentamente y, con el tiempo, pierden su energía, por lo que eventualmente no serán detectables.

Hay otro aspecto interesante sobre las estrellas de neutrones: son neutrones degenerados. ¿Qué significa esto, aparte del hecho de que son muy densos? Significa que si agrega masa a una estrella de neutrones, su radio disminuirá, al igual que una enana blanca se encogerá de tamaño si aumenta su masa. Si tiene una estrella de neutrones en un sistema estelar binario y se le está transfiriendo masa, entonces su radio disminuiría. ¿Qué le sucede a un objeto en rotación que disminuye su distribución de masa (se reduce de tamaño)? Lo tienes, gira más rápido. En realidad, hay un par de púlsares que giran más rápido, y creemos que esto se debe a que están ganando masa, algo extraño, pero cierto. Si pensabas que los púlsares y las estrellas de neutrones eran extraños, sigue leyendo y aprende sobre otras cosas, incluso más extrañas.

Agujeros negros

Ahora, si recuerdas acerca de las enanas blancas, son degeneradas por electrones y tienen un límite de masa superior (la masa más alta que pueden tener sin colapsar sobre sí mismas). Ahora acabamos de acabar con las estrellas de neutrones, que son neutrones degenerados. ¿Se aplica el mismo tipo de regla? Si es así, ¿qué le pasaría a una estrella de neutrones si sobrepasara el límite de masa de la estrella de neutrones?

El único problema es que las leyes de la física que operan en las estrellas de neutrones son más complicadas que las de las enanas blancas, por lo que realmente no tenemos una respuesta definitiva a esta pregunta. Basándonos en nuestras mejores ideas sobre la degeneración de neutrones, pensamos que podría haber un límite de masa, como 4 o 5 masas solares. Hemos visto bastantes estrellas de neutrones en sistemas binarios y las masas que encontramos para ellas tienden a estar en la vecindad de 1,5 masas solares. No parece que haya muchas estrellas de neutrones masivas ahí fuera, lo que está en línea con nuestras teorías.

Digamos que hay una estrella masiva que está muriendo y su masa central es bastante grande, tal vez 6-10 masas solares más o menos. ¿Qué sucede si el núcleo de una estrella es demasiado grande para ser una estrella de neutrones? Si es demasiado grande, tiene demasiada gravedad y el colapso continuará. No olvides lo que dije sobre la gravedad: ¡gobierna! Si la gravedad es demasiado grande, entonces nada, y quiero decir nada, detendrá el colapso. Tenemos algo que se está volviendo más pequeño en tamaño (radio), más pequeño, más pequeño y más pequeño. Se está haciendo más pequeño, ¿verdad? Eso no es gran cosa, ¿verdad? - ¡mal, mal, mal, mal! ¿Recuerdas las reglas de la gravedad? Recuerde que la fuerza de la gravedad depende del tamaño del objeto, que aumenta fuertemente para una pequeña disminución en el radio. Por lo tanto, una gran disminución en el radio, como la de un núcleo colapsando, causaría un aumento realmente enorme en la gravedad de la superficie.

¿Qué tan grande es realmente, realmente, realmente enorme para la gravedad superficial? ¿Qué hace la gravedad de alguna manera? Evita que las cosas se escapen. Digamos que querías ir a otro planeta. En primer lugar, necesitaría tener un cohete que fuera lo suficientemente rápido para escapar de la superficie de la Tierra. Si el cohete va un poco demasiado lento, volverá a caer a la superficie de la Tierra, lo que no es bueno. La velocidad que se necesita para alejarse se llama velocidad de escape, y de lo único que depende es de la gravedad de la superficie del objeto del que está tratando de alejarse. La fórmula para la velocidad de escape es

Esa es una fórmula bastante aterradora, pero no es muy diferente de la fórmula de la gravedad: cuanto mayor es la masa del objeto del que te estás alejando, mayor es la velocidad de escape. Lo mismo sucede si el radio disminuye: la velocidad de escape aumenta, por lo que debe ir más rápido para escapar. ¿Qué tan rápido tienes que ir? Probemos algunos ejemplos. Digamos que quieres dejar la Tierra (¿y quién no?). ¿Qué tan rápido tendrías que ir? - sólo unos miserables 11,2 km / s. ¿Eso te suena rápido? Quizás no lo leíste con atención: 11,2 km por segundo. Eso es como cruzar la ciudad en un segundo. Podría obtener una multa por exceso de velocidad, suponiendo que alguien pueda atraparlo.

Estábamos viendo una estrella masiva colapsando, ¿recuerdas? ¿Qué sucede con la velocidad de escape cuando el núcleo se colapsa? Se hace más grande, ¿verdad? ¿Cuánto más grande se vuelve? A continuación se muestran algunos ejemplos más.

El sol, es bastante grande, ¿verdad? Para salir de la superficie del Sol (lo que probablemente sería algo bueno, ya que hace demasiado calor), necesitaría moverse a una velocidad de 436 km / s. Esto es como ir de Waterloo a Chicago en un segundo, ¡bastante rápido! Podemos hacerlo mejor, simplemente disminuyendo el radio. Digamos que hay una enana blanca. Las enanas blancas son similares a la masa del Sol, por lo que lo único que marca la diferencia en la velocidad de escape es su pequeño radio (recuerde, son solo sobre el radio de la Tierra). Para salir de la superficie de una enana blanca, tendrías que ir a unos 4700 km / s. ¿Qué tan rápido es eso? Eso es como viajar por todo el país en un segundo.

Podemos hacerlo mejor que eso: pasar al siguiente nivel de objetos extremadamente pequeños con masas bastante buenas: estrellas de neutrones. Estas pequeñas bestias tienen masas similares a las del Sol, pero radios de solo unos 20 km. La velocidad de escape se vuelve realmente enorme, en este caso alrededor de 100.000 km / s. Esto es bastante rápido, tan rápido que incluso puede describir la velocidad en términos de la velocidad de la luz: la velocidad de escape de una estrella de neutrones es 1/3 de la velocidad de la luz. Eso sin duda le dará una multa por exceso de velocidad en la autopista.

¿Qué tan pequeño podemos hacer un objeto (y qué tan alto podemos aumentar la velocidad de escape)? Si hacemos que el objeto sea más pequeño en tamaño que la estrella de neutrones (pero con la misma masa, similar a la del Sol), la gravedad de la superficie se hará cada vez más grande, hasta que. ¿Qué? La velocidad aumenta tanto que la velocidad de escape alcanza la velocidad más alta posible: la velocidad de la luz. Cuando llegas al punto donde la velocidad de escape es de 300.000 km / s (que es la velocidad de la luz), entonces tienes ese objeto asombroso conocido como agujero negro.

Figura 5. Albert Einstein, el tipo del cabello desordenado que nos dio las dos teorías de la relatividad. Su cabello probablemente no tuvo nada que ver con eso, pero ¿quién sabe?

Ahora mucha gente tiene ideas realmente extrañas sobre qué son los agujeros negros y cómo actúan. No lo crea, no son tan extraños. Para comprender los agujeros negros y cómo interactúan con el resto del Universo, necesitamos comprender algunas de las reglas que están vigentes a su alrededor, cómo influyen en las cosas (cosas relacionadas con la gravedad) y cómo funciona la luz. Estos se explican en algunas de las teorías de Albert Einstein. Ahora que no cunda el pánico, estos no son tan malos, y solo repasaré lo básico para que comprenda lo que está sucediendo con ellos.

Primero veremos la más fácil de las dos teorías: la Teoría Especial de la Relatividad. No estoy bromeando acerca de que este sea más fácil, realmente lo es. Ya te has encontrado con esta teoría en parte, ya que aquí es donde obtenemos la famosa fórmula E = mc 2. Esa no es la parte más importante de la teoría, ni siquiera es un componente importante. La característica principal de la teoría se puede establecer en el siguiente concepto: la velocidad de la luz es una constante sin importar lo que esté sucediendo, sin importar lo que esté haciendo, y no hay nada (realmente no quiero decir nada) que pueda viajar más rápido que la velocidad de la luz . Ahora, ya repasamos la primera parte de esto cuando hablamos sobre las propiedades de la luz, y en realidad sin ese concepto, el resto de la Teoría Especial de la Relatividad no existiría. La segunda parte es una especie de límite de velocidad cósmica. Nada va más rápido que la velocidad de la luz, ni siquiera cuando la policía no está mirando. Puede que no pienses que estas reglas son un gran problema, pero si las relacionas con cómo se mueven las cosas en la Tierra, entonces es un gran problema.

Figura 6. Un ejemplo de movimiento no relativista (de baja velocidad). La velocidad final del balón de fútbol sería de 100 millas / hora (suponiendo que no haya resistencia del aire ni fricción).

He aquí un ejemplo de lo que quiero decir. Digamos que tiene un camión que va por la carretera a 60 mph. En la parte trasera de la camioneta hay un mariscal de campo de la NFL sobrepagado. Puede lanzar una pelota de fútbol a una velocidad de aproximadamente 40 mph. Digamos que el camión va en la misma dirección que él lanza. ¿Qué tan rápido se moverá la pelota de fútbol cuando sea atrapada (ignorando los efectos de la resistencia del viento y demás)? Básicamente, sumas las velocidades, por lo que el balón iría a una velocidad de 100 mph. No me gustaría estar en el extremo receptor del sorteo en este caso.

El ejemplo ilustrado arriba es bastante sencillo: simplemente suma las velocidades (si van en la misma dirección). ¿Qué pasa si el mariscal de campo está lanzando en la dirección opuesta a la dirección en la que va el camión? Luego restarías las velocidades. Esto es lo que sucede con las cosas que van a velocidades no relativistas (velocidades mucho menores que la velocidad de la luz).

Hagamos otro experimento, pero esta vez en el espacio. Digamos que tienes una nave espacial que va a la mitad de la velocidad de la luz (v = 1/2 c), lo cual está dentro de las reglas, recuerda, las cosas pueden ir a velocidades menores que la de la luz, por lo que la mitad de la velocidad de la luz. puede parecer bastante rápido, pero es completamente legal. Digamos que en la nave espacial hay un extraterrestre con un rayo láser, que es básicamente una linterna intensa. Digamos que el extraterrestre apunta la luz en la misma dirección en la que se mueve la nave espacial. Por supuesto, la luz del láser viaja a la velocidad de la luz (v = c). Ahora digamos que tenemos un detector dirigido a la nave espacial y al láser, y este detector mide la velocidad de la luz que proviene del láser. ¿Qué tan rápido viajaría la luz cuando la medimos? Si siguiera el ejemplo anterior de lanzamiento de fútbol, ​​podría pensar que mediríamos una velocidad de 1,5 c (la suma de las dos velocidades). Desafortunadamente, eso no es correcto. ¿Qué dice la teoría especial de la relatividad? Dice que la velocidad de la luz siempre será c (300.000 km / s) sin importar lo que esté sucediendo. Aunque la nave se mueve a la mitad de la velocidad de la luz, la velocidad que medimos para la luz siempre será c - SIEMPRE. No importa si la nave viene hacia nosotros o se aleja de nosotros, siempre mediremos la misma velocidad para la luz.

Figura 7. Un ejemplo de velocidades relativistas. Aquí el barco viaja a la mitad de la velocidad de la luz (1/2 c), mientras que la luz viaja a la velocidad de la luz (c). A diferencia del ejemplo que se muestra en la Figura 6, no puede simplemente sumar las velocidades, basándose en la Teoría especial de la relatividad de Einstein. La luz proveniente de la nave espacial siempre viajará a la velocidad de la luz (v = c).

¿No es eso simplemente extraño? ¿Perdimos de alguna manera u otra 1/2 c de velocidad? No, no lo perdemos, porque no podemos ganarlo en primer lugar. La luz es algo bastante extraño. No importa lo que haga, no puede obtener una velocidad de luz superior a c. No se sienta decepcionado, porque aunque no obtenemos el resultado esperado de sumar velocidades, suceden otras cosas ingeniosas. Si estuviéramos fuera de la nave espacial viéndola pasar, y midiéramos la longitud de la nave espacial, mediríamos una longitud diferente a la que mediría alguien en la nave espacial o si la nave espacial no se estuviera moviendo. Si tuviéramos que medir la masa de la nave espacial desde nuestra ubicación, sería diferente a si estuviéramos en la nave espacial o si la nave espacial no se estuviera moviendo. Si miráramos sus relojes dentro de la nave espacial, pensaríamos que están rotos, ya que irían a un ritmo diferente al de los relojes que no están en la nave espacial. Esta es una especie de forma en que la Teoría Especial de la Relatividad compensa el hecho de que no obtienes la suma de velocidades como en el ejemplo anterior. Esto también explica de alguna manera por qué la llamamos Teoría de la Relatividad Especial: lo que mides depende de tu situación en relación con lo que estás midiendo. Si estuvieras en la nave espacial y estuvieras midiendo cosas que no se mueven contigo (cosas fuera de la nave espacial, por ejemplo), medirías cosas muy extrañas, algo así como lo haría alguien que no se está moviendo. medidas extrañas para las características de su nave espacial. Podrías estar moviéndote o la nave espacial podría estar moviéndose - no importa que la alta velocidad arruine cantidades medibles como longitud, color, masa, tiempo, etc. Cuanto mayor sea la velocidad (más cerca de la velocidad de la luz), más arruinó las medidas.

Ahora probablemente estés pensando que tengo que estar inventando todas estas cosas, ¿verdad? Estas cosas no pueden estar sucediendo realmente, ¿verdad? ¿Realmente el tiempo pasa más lentamente en un cohete que se mueve rápidamente en comparación con el paso del tiempo en la Tierra? En realidad, esto sucede, y la gente lo ha comprobado. Si pusiera un reloj en el transbordador espacial y lo dejara girar alrededor de la Tierra durante unos días, no marcaría el tiempo tan bien como un reloj que se queda en la Tierra. Aunque el transbordador espacial no se acerca a la velocidad de la luz, lo hace lo suficientemente rápido como para que el efecto se pueda medir en relojes muy precisos. Estas cosas se han medido: la gente ha puesto relojes en los jets y los ha comprobado. Además, cuando las partículas (como los electrones) se aceleran en los laboratorios de física, sus masas parecen cambiar. Esto no es ciencia ficción, esto sucede.

Para la Teoría Especial de la Relatividad, solo recuerde, solo la luz va a la velocidad de la luz, siempre va a la velocidad de la luz, y si un objeto va cada vez más rápido, sus características a medida que las medimos parecerán extrañas. Si alguien estuviera sobre un objeto que se mueve muy rápido, pensaría que nuestras características o las de cualquier cosa que no esté en el objeto en movimiento rápido están arruinadas, todo es relativo.

Lo crea o no, esa era la teoría fácil: ahora es el momento de abordar la mucho más compleja Teoría General de la Relatividad. En realidad, no será tan malo, ya que nos estamos saltando todas las matemáticas que acompañan a la teoría general; eso es lo que la hace realmente desagradable. Comencemos con lo que hace la Teoría General de la Relatividad: comienza donde lo dejó la teoría de la gravedad de Newton. Apuesto a que no pensaste que la ley de la gravedad necesitaba un levantamiento. En su mayor parte, no es así: la ley de la gravedad, tal como Newton la formuló, funciona bien para la mayoría de las cosas. Es en situaciones en las que no funciona bien que la fórmula de Einstein necesita tomar el relevo. ¿Cómo hace eso la Teoría General? De alguna manera redefine la gravedad. Podrías pensar en la gravedad como una especie de goma elástica o un pegamento que hace que las cosas se peguen (¿alguna vez has pensado en lo que realmente te hace pegar a la superficie de la Tierra?). La Teoría General de Einstein reformuló la gravedad al observar cómo el espacio (y el tiempo) están distorsionados por la masa. Además, si ha distorsionado el espacio, se verá afectada la forma en que la masa viaja a través de él. Básicamente, la masa distorsiona el espacio y el espacio afecta la masa (y cualquier otra cosa dentro de ella, como la luz).

Espera un segundo, ¿de qué estoy hablando? ¿Es distorsionar el espacio como deformar el espacio? ¡Es! ¿Cómo distorsionas el espacio? Estás familiarizado con el espacio tridimensional. Se puede hacer referencia a cualquier ubicación mediante tres coordenadas; puede llamarlas x, y y z, o quizás latitud, longitud y elevación. No importa cómo lo hagas, cualquier lugar del Universo puede designarse mediante coordenadas tridimensionales. El espacio es tridimensional. Vamos a distorsionarlo: deformarlo, doblarlo y estirarlo como una tonta masilla. Cuando el espacio se distorsiona, se deforma a otra dimensión que no podemos ver. Llamemos a esto la cuarta dimensión: esta es una dimensión del espacio, no es tiempo, eso es otra cosa. ¿Dónde está esta cuarta dimensión? No sé, no puedo mostrarles dónde está, ya que nosotros (los humanos) solo podemos existir y comprender visualmente el espacio tridimensional. No puede señalarlo, ya que solo puede señalar en el espacio 3-D, pero existe.

Veamos si podemos hacer cosas sencillas. Piense en cómo una superficie plana (una superficie bidimensional) puede deformarse de tal manera que se doble en una tercera dimensión espacial. Así es como puedes tener una tortilla plana (objeto bidimensional) curvada hacia arriba para formar un objeto tridimensional (un taco). Si fuéramos pequeñas criaturas bidimensionales viviendo en una tortilla, y solo fuéramos conscientes de las dos dimensiones (solo podríamos experimentar nuestro mundo en dos dimensiones), no podríamos ver que la tortilla se ha curvado en una tercera dimensión. , ya que nuestros sentidos no podrían percibir tres dimensiones. Incluso si pudiéramos "ver" las tres dimensiones de la cáscara del taco, seríamos tan pequeños en comparación con la curvatura que sería difícil de detectar. Esto es similar a por qué no puedes ver fácilmente que la Tierra es una esfera, pero que se ve bastante plana a tus ojos (después de todo, estamos en Iowa). Volviendo a su Universo, las criaturas tridimensionales, como usted, yo y Einstein, no pueden ver la cuarta dimensión en la que se distorsiona el espacio. No importa qué tan distorsionado esté el espacio cercano a usted, nunca podrá ver su curvatura. También es difícil dibujar un espacio de cuatro dimensiones; francamente, no podemos hacerlo. Para describir el espacio deformado, nos gusta simplificar las cosas y usar analogías bidimensionales, que podemos deformar en tres dimensiones.

Figura 8. Una analogía 2-D con el espacio tridimensional deformado. La vista superior es un espacio bidimensional sin distorsiones. Las dos líneas (roja y azul) son rectas y los objetos que se mueven sobre ellas viajarán la misma distancia. Colocar una masa en este espacio (imagen del medio) hace que el espacio se distorsione alrededor de la masa. Cuanto mayor sea la masa, mayor será la distorsión. Los caminos rojo y azul ya no tienen la misma longitud. El camino azul es un poco más largo. En el último caso, la distorsión es muy extrema debido a un objeto compacto muy masivo. Ahora, las diferencias en las longitudes entre las líneas roja y azul son muy extremas. Incluso es posible que el camino azul no tenga fin, sino que continúe por el agujero, sin fin.

Comencemos con un universo 2-D que no tiene ninguna distorsión, por lo que es plano, bastante aburrido, ¿eh? Las reglas de la relatividad general dicen que si añadiéramos algo de masa a este espacio, se distorsionaría: más masa, más distorsión. Vamos a hacer eso.

Aquí está lo ingenioso: lejos de la masa, no detecta ninguna distorsión. El espacio es tan plano como si no tuvieras masa. A medida que te acerques a la masa, experimentarás efectos inusuales debido a la deformación del espacio. Digamos que tienes dos hormigas en una carrera en este universo 2-D. Van a correr por el espacio y viajar en línea recta. Uno viajará más cerca de la masa que el otro (uno estará a lo largo de la línea roja, el otro a lo largo de la línea azul en la Figura 8). ¿Cómo termina la carrera? La hormiga que viajó cerca de la masa tuvo que viajar a lo largo de un camino mayor, ya que el espacio de esa hormiga estaba distorsionado. Perdió la carrera. Lo extraño es que ni siquiera sabía que su camino estaba distorsionado: al ser una criatura 2-D, no podía ver la curvatura y la línea le parecía recta y normal. Si la hormiga tuviera una linterna (¿y qué hormiga bien equipada no tiene una linterna?), Entonces la luz de esta linterna viajaría a lo largo del espacio curvo, pero para la hormiga el rayo brillaría en línea recta, como debería. . La luz, como la hormiga, debe viajar en el espacio que comprende este universo, por lo que viajará por lo que en realidad es un camino curvo. Aunque la luz viaja en una trayectoria curva, siempre parecerá recta como la ven los habitantes del espacio.

Si realmente desea ver distorsiones importantes, deberá agregar una gran cantidad de masa. También puede concentrar la masa en un espacio realmente pequeño, hacerlo muy denso. Este es un concepto tan extraño, esta cosa del espacio deformado, que puede ser difícil de creer. Lo crea o no, cualquier masa distorsionará el espacio: usted distorsiona el espacio, la computadora distorsiona el espacio, el edificio en el que se encuentra distorsiona el espacio e incluso su nariz distorsiona el espacio (no mucho, pero sigue distorsionando el espacio). ).

Esto suena a un montón de ciencia ficción, ¿esto realmente sucede? Para probar esto, necesita tener una gran masa. El objeto de masa más grande de nuestro vecindario es el Sol y sabemos que distorsiona el espacio. Una forma en que esto es evidente es en la forma en que la órbita de Mercurio alrededor del Sol se altera gradualmente (el término es precesión orbital). Cuando Mercurio se acerca mucho al Sol (cuando está en el perihelio), está en un espacio ligeramente distorsionado. Su órbita se ha desplazado un poco. A lo largo de los años, los astrónomos notaron esta alteración en la órbita de Mercurio. Las leyes de Newton (y las leyes de Kepler) no podían explicar esta aparente aberración en el movimiento de Mercurio, y esto hizo que algunas personas sospecharan que había otro planeta cerca del Sol que estaba alterando la órbita de Mercurio. En realidad, este no es el caso, pero eso no impidió que las personas intentaran encontrar el mítico planeta Vulcano (sí, realmente se refirieron a él como Vulcano). Por supuesto, cuando Einstein apareció con su Relatividad general, esto explicó bastante el problema con Mercurio.

Figura 9. La forma en que se deforma el espacio alrededor del Sol. En la imagen superior no hay espacio deformado. En este caso, las estrellas ubicadas detrás del Sol no podrían verse en la Tierra, ya que la luz de estas estrellas nunca llegará a la Tierra. Sin embargo, este no es el caso. La imagen inferior muestra cómo el espacio realmente altera la trayectoria de la luz, de modo que las estrellas son visibles desde la Tierra. Sin embargo, dado que no podemos "ver" el espacio deformado, creemos que las estrellas están en las posiciones incorrectas (las manchas azul oscuro). Las posiciones de las estrellas que están alineadas con el Sol parecen estar fuera de sus ubicaciones adecuadas por una pequeña cantidad, debido a que su luz viaja a lo largo de trayectorias deformadas.

¿No es eso suficiente para ti? Aquí hay otro ejemplo. Digamos que tienes algo de luz viajando cerca del Sol (luz que proviene de otras estrellas). El espacio cerca del Sol está distorsionado, por lo que el camino que toma la luz de las estrellas estará influenciado por esta distorsión. Esto se demostró poco después de que Einstein publicara su teoría por los astrónomos que veían el Sol durante un eclipse total. Durante el eclipse, se anotaron las ubicaciones de las estrellas alrededor del Sol y se compararon con sus ubicaciones normales. Las ubicaciones de las estrellas estaban ligeramente desviadas debido a la distorsión del espacio cerca del Sol. Por supuesto, cuando vemos estas estrellas durante un eclipse, suponemos que están en la dirección del cielo en la que las vemos, en otras palabras, directamente lejos de nosotros. Pero esas direcciones son las direcciones equivocadas para la verdadera ubicación de la estrella. Si el espacio no estuviera distorsionado por la masa, siempre veríamos las estrellas en sus ubicaciones normales y Einstein probablemente nunca hubiera conseguido ese trabajo tan cómodo en Princeton.

La Teoría General de Relativamente relaciona las masas de objetos con el efecto que tienen en el espacio. Un objeto como el Sol tiene efectos medibles como se describió (y probó muchas, muchas veces) anteriormente, pero la Tierra también deforma el espacio. Una sonda que estudió el efecto de la deformación del espacio por parte de la Tierra proporcionó pruebas que respaldan la teoría. Puede obtener información sobre la sonda y sus medidas aquí.

La Teoría General de Einstein ayudó a llenar los vacíos que la ley de la gravedad de Newton no podía cubrir, especialmente los casos que involucran masas extremas. También se puede pensar en una forma de causar gravedad.La Tierra orbita alrededor del Sol debido a la gravedad, ¿verdad? ¿Qué pasa si consideras el hecho de que el Sol está deformando el espacio y los planetas se mueven en ese espacio deformado de la única manera que pueden, como una canica rodando por el interior de un cuenco? - Las órbitas de los planetas se pueden explicar haciendo que la deformación del espacio del Sol mantenga a los planetas en sus propias áreas de espacio curvo. Cerca del Sol, el "cuenco" es más empinado, por lo que las órbitas son más pequeñas y los planetas tienen que moverse más rápido para no caer. Más lejos, el "cuenco" es menos empinado, por lo que los planetas no tienen que moverse. tan rapido. Las leyes de Newton y Kepler pueden describir el movimiento, pero el espacio curvo de Einstein puede darnos la causa. Si esto te ayuda a comprender la gravedad o no, depende de ti, solo te digo cómo funciona. También debo mencionar que uno de los otros aspectos de la Teoría General de la Relatividad es lo que hace con el tiempo: sí, lo entendiste, el tiempo pasa más lentamente cerca de objetos masivos que más lejos de ellos. ¡Es otra víctima del espacio curvo!

Ya es suficiente deambular por el confuso camino que nos dio Einstein: volvamos a los agujeros negros. ¿Qué puede convertirse en un agujero negro? El único ingrediente que necesita es masa, por lo que cualquier cosa con masa podría convertirse en un agujero negro. Esto incluye cosas como la Tierra, un lápiz, John Goodman, etc. La única razón por la que estas cosas normalmente no se convierten en agujeros negros es que hay que hacerlos lo suficientemente densos (de tamaño compacto) para que sus velocidades de escape sean iguales a la velocidad de la luz. Para hacerle eso a la Tierra tienes que aplastarla a un tamaño de menos de un centímetro. Supongo que un eclair de chocolate podría empujar a John Goodman al límite, pero podría estar equivocado.

Esa es una característica de un agujero negro: tiene masa. ¿Tiene algo más? ¿Qué tal el tamaño o la forma? Técnicamente, no puede tener ningún tamaño, ya que si tuviera un tamaño, eso significaría que no está completamente colapsado en un agujero negro. Es una especie de argumento confuso, pero si no lo piensas demasiado, tiene sentido. Para que algo se convierta en un agujero negro, debe colapsar a un tamaño tan pequeño que no pueda sostenerse por sí mismo, por lo que no tiene tamaño. Esto significa que la masa tiene que ser triturada hasta un punto infinitamente pequeño, una singularidad que no tiene tamaño pero tiene una masa medible. Si un agujero negro no colapsó hasta convertirse en una singularidad, entonces debe haber algo que evite el colapso, pero no hay una fuerza conocida que pueda superar el enorme colapso gravitacional con el que nos encontramos en estas condiciones extremas. Los agujeros negros no tienen radios mensurables, pero tienen masas mensurables. Por supuesto, si un objeto tiene masa, entonces tiene una atracción gravitacional sobre cualquier cosa a su alrededor. Ahora bien, contrariamente a lo que pueda pensar, los agujeros negros no son aspiradoras mágicas que viajan por el Universo chupando todo lo que tienen a la vista por sus gargantas. Deben obedecer las leyes de la física como todo lo demás en el Universo, por lo que puedes determinar cuánta atracción gravitacional tiene un agujero negro sobre los objetos cercanos. Para los objetos más alejados, la atracción gravitacional es mucho menor (al igual que para cualquier cosa en el Universo). A grandes distancias, no habría ningún problema para escapar de un agujero negro, por lo que si alguna vez te encuentras con uno en tus viajes, no vayas a mirar más de cerca; debes mantenerte lejos, donde la atracción gravitacional es baja. . Como verá, si se acerca demasiado, no habrá nada que lo salve.

Un agujero negro tiene que obedecer las leyes de la física, por lo que existe esa regla sobre la velocidad de escape, la velocidad necesaria para escapar de un objeto, que debes tener en cuenta. Si está demasiado cerca de un objeto, debe viajar a gran velocidad para escapar. Si comienza en un punto más alejado, la velocidad que necesita para escapar es mucho menor. En el caso del agujero negro, puede usar esto para definir un "límite" para el agujero negro. Hay una distancia desde el agujero negro (la singularidad) donde la velocidad de escape es igual a la velocidad de la luz. Esta distancia de la singularidad se conoce como radio de Schwarzschild (Rs). Esto a menudo se conoce como el "radio" del agujero negro, ya que su verdadero radio físico no tiene tamaño. También puede pensar en este radio como el "punto sin retorno". Si estuvieras más cerca de la singularidad que Rs tendrías que viajar a una velocidad mayor que la de la luz para escapar, y dado que nada puede viajar más rápido que la velocidad de la luz, nada puede escapar de una ubicación dentro del radio de Schwarzschild, ni siquiera la luz (eso explica el nombre " agujero negro, ¿no es así?). A distancias mayores que Rs, la gravedad es menor, por lo que la velocidad de escape es menor que la velocidad de la luz, por lo que cosas como los cohetes podrían escapar. Para darte una idea de cuán grande es este "punto sin retorno", si tuvieras que convertir el Sol en un agujero negro, la Rs serían unos 3 km.

El termino horizonte de eventos también se utiliza para describir el radio de Schwarzschild, ya que es lo más cercano que se puede ver a un "evento" que ocurre cerca de un agujero negro. Cualquier cosa que suceda dentro del horizonte de eventos no es visible ya que no puede salir información del agujero negro a esa distancia. Así que podría pensar en él como la ubicación del último "evento". En muchos sentidos, los agujeros negros son como Las Vegas: cualquier cosa que suceda en un agujero negro, permanece en el agujero negro.

El valor de la Rs es proporcional a la masa del agujero negro. Un agujero negro de 10 masas solares tiene una Rs de 30 km, un agujero negro de 1000 masas solares tiene una Rs 3000 km, etc. La fórmula para el radio de Schwarzschild de un agujero negro es

Ahora supongo que te has estado preguntando cómo sería caer en un agujero negro. Admítelo, te lo has preguntado durante mucho tiempo. Vamos a averiguar.

En primer lugar, comenzaremos a una gran distancia del agujero negro, donde el efecto del mismo en el espacio que lo rodea (la fuerte distorsión espacial definida por las leyes de la relatividad general) es bastante bajo. Lejos del agujero negro, el espacio y el tiempo no se distorsionan, por lo que las cosas no parecerían inusuales. Dejaremos a alguien (tal vez un amigo tuyo) en este lugar para que pueda verte acercarte al agujero negro (qué buen amigo es; en realidad, si fuera realmente un buen amigo, se ofrecería como voluntario para ir al agujero negro). calabozo). Para su viaje al agujero negro, tendrá el mejor equipo: una linterna y un reloj. Obviamente, no se reparó en gastos para su expedición. Tienes la linterna para que puedas indicarle a tu amigo en la nave espacial que estás bien, y accediste a hacer la señal cada 10 segundos (por eso necesitas el reloj). Vete hacia el agujero negro. Ahora, uno de los aspectos de la relatividad general (y la relatividad especial) es que diferentes personas en diferentes entornos físicos (en movimiento y no en movimiento, y espacio deformado y espacio no deformado) medirán las cosas de manera diferente. En realidad, habrá dos puntos de vista diferentes sobre lo que te sucede cuando caes en el agujero negro. Primero veremos lo que su amigo (o el supuesto amigo que está a salvo en la nave espacial) ve desde su posición lejos del agujero negro. A medida que te acercas más y más al agujero negro, tu amigo comienza a notar algunas cosas extrañas. Una es que las señales de la linterna serán cada vez menos frecuentes. Quizás su reloj esté roto y esté funcionando más lento de lo que debería, pero cuando las señales comiencen a llegar a intervalos de una vez por minuto, una vez cada 5 minutos, una vez cada media hora, una vez cada hora, una vez al día. obviamente, esto no es solo un caso de un reloj roto; de alguna manera, el tiempo corre mucho más lento para ti (o al menos eso es lo que ve tu amigo). ¿Por qué? Esta es una de las conexiones del espacio con el tiempo: que las distorsiones espaciales alrededor del agujero negro también afectan el paso del tiempo para diferentes observadores. Otra cosa que notarán es que la luz de la linterna se vuelve más y más roja a medida que te acercas al agujero negro. ¿Por qué? La luz siente el tirón de la gravedad, pero como no puede ir más lentamente, como lo harían otras cosas, pierde energía. La luz de menor energía tiene una longitud de onda más larga, por lo que se vuelve más y más roja a medida que te acercas al agujero negro. Finalmente, la luz tendrá una longitud de onda tan larga que no será visible para el ojo, ya que estará en infrarrojos, microondas y, finalmente, en longitudes de onda de radio. A pesar de estas dificultades, su amigo (que probablemente esté tomando leche y galletas en su acogedora nave espacial) aún puede observarlo mientras se acerca al agujero negro. El retraso de tiempo se vuelve tan extremo que durante su vida, no ven que te acerques más al agujero negro. En realidad, durante muchas generaciones de personas sentadas en la nave espacial, viéndote dirigirte hacia el agujero negro, parecerá que estás básicamente congelado cerca del radio de Schwarzschild. Para todos en el Universo, parece que ni siquiera pueden cruzar el radio de Schwarzschild. Como lo percibe el resto del Universo, estás "congelado" en el borde del agujero negro.

¿Qué vas a ver? En cierto modo, ves lo contrario de lo que ve tu amigo. Parece que sus relojes van demasiado rápido y se mueven demasiado rápido. Eventualmente, en lo que te parece un momento, alguien en la nave espacial nacerá, envejecerá y morirá ante tus ojos. Podrás observar todo el ciclo de vida de las estrellas y verlas convertirse en supernovas. No solo parecerá que el paso del tiempo en el Universo es extraño, sino que también lo hará el propio Universo. Comenzará a ver cosas que originalmente no estaban en su línea de visión (frente a usted). Las cosas que estaban a tu derecha o izquierda parecerían estar frente a ti, una especie de canalización de luz cerca del agujero negro. No tendrá que darse la vuelta para ver todo el cielo, ya que todo se comprimirá a un tamaño que pueda ver. No podrá disfrutar del espectáculo de luces cósmicas por mucho tiempo, ya que cruzará el radio de Schwarzschild, caerá en la singularidad y será aplastado hasta la nada, ay.

Figura 10. Un astronauta se dirige hacia un agujero negro. A gran distancia no hay problema. A medida que el astronauta se acerca, se vuelve muy incómodo y las fuerzas de marea del agujero negro lo deformarán. No es la forma más agradable de hacerlo, pero ¿qué puedes hacer? Cabe señalar que el diagrama no está a escala, ya que el radio de Schwarzschild del agujero negro de 10 masas solares es de 30 km (diámetro de 60 km), y los efectos de estiramiento no se vuelven realmente malos hasta que el astronauta tiene unos pocos años. mil kilómetros del agujero negro.

Ese es un final triste, ¿eh? En realidad, el final probablemente llegaría mucho antes de que estuvieras cerca del radio de Schwarzschild. Dependiendo de la masa del agujero negro, las fuerzas de las mareas podrían destrozarlo. ¿Qué quiero decir con esto? Digámoslo de esta manera: si alguna vez viajaras a un agujero negro o en la dirección general de un agujero negro, querrías viajar de lado, no de cabeza o pies primero. ¿Qué diferencia haría eso? Solo recuerde las leyes de la gravedad, cualquier cosa que esté más cerca de un objeto masivo (ya sea un agujero negro, un planeta o lo que sea) siente una atracción gravitacional más fuerte que algo más lejano. En el caso de un agujero negro, la diferencia en el tirón que sentirían sus pies y el tirón que sentiría su cabeza aumentaría hasta que la parte más cercana al agujero negro quisiera separarse de la parte más alejada, ya que se está tirando más. Básicamente estarías destrozado. Este es el efecto de las fuerzas de las mareas. Cuanto menor sea la diferencia en la distancia entre las distintas partes de su cuerpo y el agujero negro, menor será la diferencia en los tirones que sentirán esas partes. Recuerde, nunca entre con la cabeza o los pies por delante en un agujero negro, aunque en algunos casos los tirones serían tan extremos que realmente no importaría cómo entrara, todavía estaría estirado como una tonta masilla.

¿Es un agujero negro realmente negro? No, en realidad no, porque no sabemos de qué color es. Recuerde, lo que su ojo percibe como color es solo una cierta longitud de onda de luz. La luz no puede salir de un agujero negro, por lo que se desconoce el color de un agujero negro. La ausencia de luz de un objeto haría que el objeto se viera negro.

¿Podría un agujero negro ser un pasaje a otro Universo, o simplemente un atajo a otra parte de nuestro propio Universo? Este es el reino de la ciencia ficción, pero no del todo. Sabemos que los agujeros negros distorsionan severamente el espacio, por lo que es posible que estire el espacio de un lugar a otro en nuestro Universo. En cierto modo, se podría crear un túnel entre diferentes partes del Universo, aunque no me gustaría viajar en ese túnel. Recuerde, hay un agujero negro en ese túnel, por lo que sería fácil entrar pero no salir. Estos pasajes han sido propuestos por teóricos y son posibles en teoría, pero aún no se ha determinado si existen en la realidad. Probablemente el mejor tipo de túnel es uno que no contiene un agujero negro, aunque cómo puede existir el túnel sin el agujero negro es un poco complicado. Solo tener un buen tubo de espacio deformado sería útil para viajar grandes distancias en un corto período de tiempo.

Figura 11. La configuración para un binario de agujero negro. Una estrella, generalmente una gran supergigante, está cerca de un disco de acreción y un agujero negro. El tamaño del agujero negro (tal vez solo unas pocas decenas de kilómetros) es mucho más pequeño que el del disco de acreción (unos miles o 100.000 kilómetros de tamaño), por lo que sería muy difícil de ver, incluso si fuera visible a los telescopios. El disco de acreción está hecho de material extraído de la estrella normal (principalmente hidrógeno) y emite rayos X. Crédito: Instituto de Ciencias del Telescopio Espacial, NASA.

¿Hay agujeros negros ahí fuera? ¿Cómo puedes saberlo? Recuerde, el espacio es negro y los agujeros negros son negros, entonces, ¿cómo encontrar uno? No puede verlo directamente, pero puede verlo indirectamente. Un agujero negro tiene masa, por lo que puede influir en los objetos cercanos. Querría buscar un sistema binario inusual. ¿Cómo puede saber si un sistema binario es inusual? ¿Qué diferencia habría si una de las estrellas del sistema binario fuera un agujero negro? En primer lugar, debes recordar la gravedad extrema. Debido a esto, el agujero negro puede tener la tendencia a atraer material de la otra estrella. A medida que este material cae en el agujero negro, se formará en un disco de acreción (¿recuerdas cómo sucede esto alrededor de una enana blanca antes de que se convierta en nova?). El material del disco se comprimirá, calentará y básicamente se triturará incluso a una gran distancia del radio de Schwarzschild del agujero negro. Este material (principalmente hidrógeno y helio de la otra estrella) se calienta a una temperatura tan alta que comenzará a emitir rayos X. Estos rayos X son los que hacen que el sistema binario sea único. Si observara un sistema binario de agujero negro con un telescopio de luz visible normal, probablemente solo vería la otra estrella: la estrella normal. El hecho de que haya otra estrella en el sistema, una estrella que emite rayos X (en realidad, el disco de acreción alrededor de la estrella es el que emite rayos X), hará que el sistema binario sea algo que los astrónomos notarán.

Debe tener cuidado al decir si tiene un agujero negro o no, ya que los rayos X también pueden provenir de un sistema binario que contiene una estrella de neutrones. La única forma de saber cuál es (agujero negro o estrella de neutrones) es determinando las masas de las estrellas en el sistema binario. ¿Y cómo se determinan las masas de estrellas en un sistema binario? ¡Con la tercera ley de Kepler, por supuesto (suponiendo que pueda determinar el tamaño de la órbita y el período de la órbita)! Si la masa de la estrella en el disco de acreción es mucho mayor que unas 5 masas solares, lo más probable es que no sea una estrella de neutrones, sino un agujero negro. En 2002, hubo informes de dos agujeros negros de muy baja masa encontrados en sistemas binarios separados, uno tenía solo alrededor de 4,25 masas solares y el otro tenía alrededor de 5,25 masas solares. ¡Ambos fueron descubiertos en sistemas binarios de rayos X con períodos orbitales de solo unas pocas horas!

Otra cosa que los astrónomos pueden buscar es cómo cae el material hacia el presunto agujero negro. Cuando el material cae y aterriza en una estrella de neutrones, emitirá una señal de rayos X particular que indica que chocó contra algo. Por otro lado, cuando el material cae más allá del radio de Schwarzschild de un agujero negro, simplemente "desaparece"; no emite una señal que indique ningún tipo de superficie o barrera, ya que no hay ninguna presente. Los astrónomos han examinado cuidadosamente los rayos X provenientes de cosas que caen sobre estrellas de neutrones y cosas que se dirigen hacia un presunto agujero negro y han encontrado diferencias muy distintas entre los dos, y estos coincidían con los modelos que se basan en la física involucrada en estas situaciones.

Figura 12. Otra vista de un agujero negro en un sistema binario. Si hace clic en la imagen, verá una pequeña película que muestra material que fluye hacia un agujero negro. Está el disco de acreción alrededor del agujero negro y también el flujo de salida bipolar: el material se expulsa desde arriba y debajo de la ubicación del agujero negro. Este material no proviene del agujero negro en sí, sino del disco de acreción. Imagen y película de NASA / Honeywell Max-Q digital group / Dana Berry.

En realidad, existen bastantes sistemas binarios interesantes de estrellas de neutrones y agujeros negros. Esta es solo una pequeña muestra de algunos de los sistemas:

PSR 1913 + 16 - Este es un sistema binario de púlsar que contiene dos estrellas de neutrones; solo se observa que una de las estrellas de neutrones es un púlsar. Las estrellas de neutrones están en una órbita muy cercana, por lo que se mueven muy rápido y esto hace que las señales del púlsar se distorsionen. En realidad, este tipo de distorsión ocurriría incluso si el púlsar estuviera en un sistema binario regular. Lo diferente de este sistema es que la distorsión de los períodos de pulsación también se ve afectada por la distorsión del espacio cerca de las estrellas de neutrones (la Relatividad General vuelve a levantar su fea cabeza). Hay tanta distorsión del espacio cerca de este sistema que las dos estrellas de neutrones deforman el espacio de la otra, lo que hace que sus órbitas cambien continuamente. El descubrimiento de este sistema y su movimiento a lo largo de los años proporcionó más apoyo a la relatividad general de Einstein (y les valió a los descubridores el premio Nobel).

PSR J0737-3039A - Como en el ejemplo anterior, este es otro sistema binario de estrellas de neutrones, y en este caso ambas cosas de los objetos son púlsares. El período orbital es de solo 2,4 horas; sí, eso es lo que dije, 2,4 horas. Y, por supuesto, también están los períodos de los púlsares (debido a sus rotaciones). Uno de los púlsares es un púlsar de milisegundos, que gira alrededor de 40 veces por segundo. Esto es común para los sistemas binarios, ya que cualquier transferencia de masa acelerará la rotación de los objetos degenerados. La comunidad científica estaba muy entusiasmada con estos dos, ya que, al igual que en el ejemplo anterior, se pueden usar para probar la teoría de la relatividad general de Einstein. También están todas las claras interacciones posibles de los campos magnéticos de las dos estrellas. Estas estrellas eventualmente se fusionarán y probablemente terminarán como un agujero negro, pero eso no sucederá hasta dentro de 85 millones de años.

Cygnus X-1 - Ésta es una fuente de rayos X muy potente. Sin embargo, cuando lo observa con un telescopio normal, ve una estrella de tipo O (llamada HDE 226868, ¿no es romántico?).La estrella O no es una fuente de rayos X, entonces, ¿de dónde provienen? También puede ver, al observar el espectro de la estrella O, que está en órbita alrededor de otra cosa, algo con una masa de aproximadamente 10 masas solares. Si este objeto fuera una estrella normal, debería ser fácilmente visible. Sin embargo, no lo es, todo lo que se ve es la estrella O regular. ¿Qué es 10 veces la masa del Sol pero parece ser invisible? - muy probablemente un agujero negro (se cree que es demasiado masivo para ser una estrella de neutrones). Cygnus X-1 es el mejor ejemplo que tenemos de un candidato a agujero negro; recuerde, solo pensamos que es un agujero negro y no podemos verlo directamente.

Figura 13. A la izquierda, una vista de HDE 226868, una estrella normal que también es una fuente de rayos X. Los rayos X no provienen realmente de la estrella visible, sino de un disco de acreción alrededor de un posible agujero negro. Este es uno de los mejores casos de existencia de un agujero negro en nuestra galaxia. Imágenes de la NASA.

Recuerde, no es el agujero negro el que emite la energía, sino el disco de acreción que lo rodea. El disco suele ser mucho más grande que el agujero negro en sí: un agujero negro de 10 masas solares tiene un radio de Schwarzschild de 30 km, pero un disco de acreción a su alrededor puede tener un tamaño de más de un millón de km. Incluso si el objeto en sí no es visible, su influencia en su entorno lo delata. Hay bastantes objetos que creemos que son agujeros negros, pero no podemos estar seguros al 100%, ya que siempre hay posibilidades de que estos objetos sean algo en lo que todavía no hemos pensado. Hasta que sepamos con certeza, los realmente grandes en los sistemas binarios de rayos X se clasifican como probables agujeros negros, mientras que los que son menos masivos son probablemente estrellas de neutrones.

XTE J0929-314 - Este es otro púlsar, esta vez en un sistema binario donde está destruyendo a su estrella compañera. En este caso, el púlsar está succionando material de la estrella compañera y la fuerte radiación del disco de acreción está expulsando material de la estrella compañera. Estos objetos están tan cerca que les toma menos de una hora orbitar entre sí. El resultado final es un púlsar que gira muy rápidamente (185 rotaciones / segundo) y una estrella compañera que se ha evaporado hasta el tamaño de un planeta (la masa de la compañera es solo unas 10 veces la de Júpiter).

Figura 14. Un diagrama que muestra lo que está sucediendo en XTE J0929-314. El púlsar enterrado en el disco de acreción está extrayendo material de la estrella compañera y también soplando material. La masa de la estrella compañera es ahora demasiado pequeña para que sea una estrella. Al final, solo quedará una estrella de neutrones. Imagen cortesía de NASA.

Algunos astrónomos han estado buscando algunos efectos bastante sorprendentes causados ​​por los agujeros negros, incluida la activación de una supernova en una enana blanca. Las simulaciones por computadora de lo que le sucede a una enana blanca que se acerca demasiado a un agujero negro no solo resultaron en la destrucción de la enana blanca (que es lo que se esperaba) sino en la ignición del material degenerado dentro de ella debido a las fuertes fuerzas de marea. . Simplemente consulte este artículo para ver los resultados del estudio. E incluso tener una estrella normal que se acerque demasiado a un agujero negro también puede resultar en explosiones violentas parecidas a las de una supernova. Es posible que algunos de estos tipos de eventos ya se hayan observado, como se describe aquí.

Otros objetos extraños

Como ocurre con muchas cosas en astronomía, esta no es la última palabra sobre cómo mueren las estrellas más masivas. Las estrellas de neutrones y los agujeros negros son bastante difíciles de observar, por lo que no debería sorprender que haya otras cosas que se hayan descubierto recientemente (debido a telescopios avanzados y técnicas de observación). Una de estas cosas raras se llama Magnetar. Se trata básicamente de una estrella de neutrones con un campo magnético mejorado. Ahora recordará que el campo magnético de una estrella de neutrones es bastante intenso, por lo que tener algo aún más poderoso es bastante sorprendente. Para darle una idea de lo que está involucrado, aquí hay algunos hechos. El campo magnético de la Tierra es de alrededor de 0,5 Gauss (esa es la unidad de medida de los campos magnéticos). Un imán de refrigerador típico tiene una fuerza de aproximadamente 100 Gauss. El campo magnético del Sol tiene una fuerza de unos pocos miles de Gauss (recuerde todas esas manchas solares). Una estrella de neutrones tiene un campo magnético con una fuerza de aproximadamente 10 12 Gauss. Una magnetar tiene una fuerza de campo magnético aproximadamente 100 veces mayor que eso, alrededor de 10 14 Gauss. En junio de 2002, se anunció el campo magnético más fuerte para una de estas cosas, siendo más de 10 15 veces más fuerte que el campo magnético de la Tierra. El campo magnético de una magnetar es tan fuerte que puede hacer que la corteza de la estrella se doble y explote de vez en cuando. Esto produciría lo que es básicamente un terremoto, que puede ser una fuente de rayos gamma. En este punto, los magnetares son bastante raros, ya que parecen desacelerarse relativamente rápido y también pierden energía rápidamente. Hasta el momento, solo se han descubierto un puñado de estas bestias.

El descubrimiento más reciente de un objeto extraño es algo que puede llamarse Estrella Extraña; en realidad, así es como se llama. También puede llamarlos Quark Stars. ¿Qué es eso? Recuerda que las enanas blancas son estrellas donde los átomos están empaquetados lo más apretados posible y las estrellas de neutrones son donde los neutrones (una parte de un átomo) están empaquetados lo más apretada posible. Si descompone un neutrón (o un protón), encontrará que está formado por quarks. ¿Qué pasa si tienes un objeto que está tan comprimido que las partes de átomos (como neutrones y protones) se descomponen en partes más pequeñas y esas partes son las que forman la estrella? En ese caso, tendrías una Quark Star. Dos grupos de astrónomos anunciaron en 2002 el descubrimiento de posibles estrellas de quarks, objetos que se observa que son demasiado pequeños y fríos para ser estrellas de neutrones. Si bien una estrella de neutrones típica debería tener unos 20 km de diámetro, estos eran incluso más pequeños.

Las estrellas magnetares y quarks son casos extremos de estrellas de neutrones, aunque parece que son bastante raras en este momento. Existe cierto debate sobre si realmente existen y quizás los astrónomos se equivocaron en sus números. Solo tendrás que esperar y ver.

Figura 15. Una comparación de tamaño del rango de tamaño teórico para las estrellas de neutrones (17-23 millas), el rango de tamaño teórico para las estrellas de quark (10-17 millas) y la posible estrella de quark recientemente descubierta, RX J1856-3734. El ancho de este objeto (alrededor de 12 millas) es similar a la distancia de Cedar Falls a Waverly. Sin embargo, es probable que su masa esté en el rango de 1,5 masas solares.

Objetos como los magnetares pueden ser increíblemente violentos, como se vio en la espectacular erupción que ocurrió el 27 de diciembre de 2004. Lo recuerdas, ¿no? Ese día se observó la energía del magnetar SGR 1806-20, que está a solo 50.000 años luz de distancia, y esta liberación de energía, que duró unos 10 segundos, ¡fue más brillante que la Luna Llena! ¿Seguro que recuerdas haber visto eso? Bueno, no, no lo viste, ya que la energía estaba principalmente en forma de rayos gamma. Pero a pesar de que la erupción no era visible a nuestros ojos, fue detectada por el Rápido satélite, así como otros telescopios. La energía era equivalente a la energía liberada por nuestro Sol durante 150.000 años. Solo recientemente los astrónomos han detectado algunas explosiones que son incluso más poderosas que esta (vea el artículo al respecto aquí). Lo más probable es que este sea uno de esos récords que se romperán una y otra vez.

Los estallidos de rayos gamma son tan enérgicos que pueden observarse desde grandes distancias y, como se describió anteriormente, todavía no estamos seguros de cómo se producen. En septiembre de 2005 se registró un estallido que más tarde se descubrió que se produjo a partir de un objeto que estaba a 13 mil millones de años luz de distancia, y en caso de que se lo pregunte, se trata de uno de los objetos más distantes jamás observados. Este estallido en particular, llamado GRB 050904, fue detectado por el Rápido satélite, y fue una ráfaga de muy larga duración. En general, pensamos que este estallido de rayos gamma ocurrió cuando una de las primeras estrellas muy masivas murió y formó un agujero negro, ¡posiblemente uno de los primeros agujeros negros creados en el Universo!

Algunos científicos piensan que las explosiones de magnetares o supernovas pueden haber alterado o en algunos casos aniquilado la vida en la Tierra en el pasado. Aquí hay un estudio reciente de algunas personas que vincula una extinción masiva que ocurrió 450 millones de años con un gran estallido de rayos gamma. Estos eventos pueden dañar gravemente la capa de ozono y provocar fuertes interrupciones en la cadena alimentaria. Por supuesto, esto es solo una especulación, pero te hace preguntarte qué pasaría si una de estas cosas estallara cerca hoy.

El área de la astronomía de rayos gamma es relativamente nueva y los astrónomos no están exactamente seguros de cuál es la causa o las causas de estos estallidos de rayos gamma. Como se mencionó anteriormente, hay varias causas posibles, incluida una explosión masiva de hipernovas o la colisión de objetos como estrellas de neutrones o agujeros negros y estrellas de neutrones (haga clic aquí para ver una animación que muestra un agujero negro triturando y devorando una estrella de neutrones). Generalmente se piensa que el resultado final de los estallidos de rayos gamma son agujeros negros, sin embargo, esto es algo en lo que los astrónomos todavía están trabajando, así que estad atentos.


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