Agujeros Negros: GUÍA PRÁCTICA PARA COMPRENDERLOS.

Con un poco de retraso, aquí llega la serie de artículos sobre agujeros negros que prometí. Se basan en un trabajo que realicé el año pasado para una asignatura del Grado de Física, adaptado y actualizado para la ocasión. 

Agujeros Negros: GUÍA PRÁCTICA PARA COMPRENDERLOS.

Capítulo 1.

Ningún objeto galáctico es tan atractivo y enigmático como lo son los agujeros negros. Estos objetos galácticos fueron predichos ya en el siglo XVIII, pero no se consideraban más que meros objetos teóricos, sin contemplar su existencia  real. La teoría de la relatividad, a principios del siglo XX, les dio la solidez necesaria para que se empezara a creer seriamente en su existencia. Sin embargo, hasta finales de ese mismo siglo, gracias a la ayuda de potentes telescopios y otros aparatos de medida, no se pudo rastrear el cielo en busca de estos misteriosos objetos.

Hoy por hoy, los agujeros negros son laboratorios excepcionales para el estudio de la física de nuestro universo, pudiéndose investigar en ellos desde la teoría de la relatividad hasta la unificación de fuerzas. Se cree que la mayoría de las galaxias, si no todas, tienen en su centro un agujero negro supermasivo, generadores cósmicos de la fuerza gravitatoria necesaria para mantener la unidad galáctica. El agujero negro supermasivo de nuestra Vía Láctea se llama Sagitario A Estrella, SrgA* para los amigos.

Pero vamos a ir por partes, ¿qué es un AGUJERO NEGRO?

Carl Sagan no nos lo pone fácil cuando dice que es “una especie de gato cósmico de Cheshire enigmaticamente indiferente a lo que le rodea”. Por lo que tendremos que buscar una definición algo más precisa.

Un agujero negro es una región del espacio-tiempo con unas características muy particulares y extremas. En ellos, la masa está concentrada en un volumen tan pequeño en comparación, que la densidad es enorme, así como el campo gravitatorio que genera. Cuanto más grande es el campo gravitatorio, más grande es la velocidad que necesita alcanzar un objeto para escapar de dicha región, definiéndose esta velocidad como velocidad de escape. Cuando esta velocidad es superior a la de la luz, ni esta puede escapar de su atracción, por lo que la región se vuelve invisible al ser totalmente negra. Por este motivo es imposible ver un agujero negro, y hasta hace muy poquito teníamos que contentarnos con predecir su presencia a partir de los efectos que provoca a su alrededor, que por suerte son tan extremos que son fáciles de detectar. Sin embargo no hace mucho que se ha logrado “ver” de otra forma agujeros negros, ¡gracias a los detectores de ONDAS GRAVITACIONALES! Pero eso es otra historia y debe ser contada en otro momento.

El modelo más sencillo de agujero negro es una esfera delimitada por un horizonte, que oculta en su interior una singularidad. Este horizonte delimita la región de la que no puede escapar ni la luz.

Sin embargo estos objetos cósmicos son algo más complicados y además no son todos iguales, podemos encontrarlos sin carga o con carga, estáticos o rotatorios. Pero vamos a hablar más en profundidad de la clasificación según su masa y su formación.

Atendiendo a su masa, podemos encontrarnos con:

  • Agujeros negros supermasivos: su masa es de entre millones y miles de millones de masas solares. A mí me gusta imaginármelos con música de Muse de fondo.

  • Agujeros negros estelares: tienen un tamaño del mismo orden que las estrellas. Son agujeros más de andar por casa.

Según su formación, podemos distinguir entre:

  • Agujeros negros primordiales: Son aquellos que fueron generados en los inicios del universo a partir de variaciones locales en la densidad. En algunos puntos esta se hizo tan grande que generó un campo gravitatorio suficiente para hacer que se produjera un colapso gravitatorio.

  • Agujeros negros estelares: aparecen tras la muerte de una estrella que posee la masa suficiente (ya hablaremos de cuál es esa masa) como para colapsar en un agujero negro.

Aunque pueda parecer confuso que haya dos “agujeros negros estelares” no hay que confundirlos, ya que un agujero negro que se produjo por el colapso de una estrella puede haber engullido tanta materia a su alrededor que haya acabado convirtiéndose en un agujero negro supermasivo.

Por hoy esto es suficiente, no te pierdas la segunda parte 😉

Si tienes alguna duda, alguna corrección o quieres iniciar un debate, deja un comentario a continuación.

Agujeros Negros: GUÍA PRÁCTICA PARA COMPRENDERLOS.

Capítulo 1Agujeros Negros: GUÍA PRÁCTICA PARA COMPRENDERLOS.

Capítulo 2Cayendo en un agujero negro.

Capítulo 3Formación de un agujero negro estelar.

Capítulo 4Agujeros negros supermasivos y SgrA*.

Capítulo 5. Muerte de un agujero negro.

BIBLIOGRAFÍA Y WEBGRAFÍA

Libros leídos y consultados por orden de importancia:

• Antxon Alberdi. Los agujeros negros. Navarra: RBA coleccionables, 2015.
• Stephen Hawking. Teoría del todo. 7ª Edición. Barcelona: Debolsillo, 2011.
• Carl Sagan. Cosmos. 13ª Edición. Barcelona: Editorial Planeta, 1997.

Artículos en línea consultados:

Bonus track (31/12/2016)

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5 comentarios en “Agujeros Negros: GUÍA PRÁCTICA PARA COMPRENDERLOS.

  1. amarashiki dijo:

    Los agujeros negros son soluciones de (electro,campo)-vacío de tipo solitón a las ecuaciones no lineales de la Relatividad General. Se pueden generalizar a soluciones de tipo solitón a ecuaciones con campos acoplados en ciertas condiciones.

    Clasificación de los agujeros negros:

    A) Por masa:
    Tipo 1. Supermasivos. M>10⁶ masas solares. Se cree son el corazón de las galaxias elípticas y espirales.
    Tipo 2. Intermedios. Masas entre 10² y 10⁶ masas solares. No hay pruebas directas de su existencia más allá de los eventos de LIGO y relación M-sigma. Se sospecha también la existencia de estos objetos en cúmulos globulares.
    Tipo 3. Estelares. Masas entre 3 y 10². 3 Masas solares es la máxima masa estimada de una estrella de neutrones por el límite de TOV (Tolman-Oppenheimer-Volkoff), análogo al límite de Chandrasekhar (1.4 masas solares) para una enana blanca. Dejando aparte, claro, objetos exóticos compactos oscuros propuestos en la literatura: gravastars, estrellas de quarks, estrellas de preones, estrellas de bosones, estrellas oscuras, y análogos en condensados. Se cree o piensa que el resultado último de la evolución de ciertas estrellas masivas y binarias de estrellas de neutrones es un agujero negro.
    Tipo 4. Transplanckianos y subestelares. Masas mayores que la masa de Planck y menores que las 3 masas solares. Son hipotéticos y no se han observado. La hipótesis de que las partículas sean agujeros negros no cuadra debido a la censura cósmica y algunas cotas básicas.
    Tipo 5. Transplanckianos y supermasivos. Hipotéticos y no observados.
    Tipo 6. Otras exoticidades. ¿Sería posible un agujero negro de masa por debajo de la masa de Planck, unos pocos microgramos, y radio R prefijado?

    B) Por tamaño y origen:
    Tipo 1. Microscópicos…Nicknames: Microagujeros negros, también llamado miniagujeros negros o agujeros negros mecanocuánticos. Agujeros negros de tamaño microscópico para los que la gravedad cuántica es importante. Para estos agujeros negros es posible que se creen virtualmente debido a las fluctuaciones cuánticas de la curvatura espacio-tiempo ante una indefinición de su posición espaciotemporal a distancias ultracortas.
    Tipo 2. Agujeros negros macroscópicos. Ver lista A).
    Tipo 3. Agujeros negros primordiales. Creados por las fluctuaciones cuánticas en la densidad de energía en los momentos iniciales del Universo, y no por ningún colapso gravitacional de estrellas previas. Se ha sugerido que la materia oscura podría ser parcial o totalmente formada por agujeros negros primordiales.

    C) Por tipo de cargas. El teorema clásico de la ausencia de pelo indica que un agujero negro solamente posee Masa (o carga NUT análoga a la carga magnética), Carga Eléctrica (o magnética si aceptamos su existencia), Momento Angular (rotación)…Se puede generalizar esto a soluciones de tipo D en la clasificación de Petrov, e incluir tal vez constante cosmológica y una carga adicional vinculada

    Tipo 1. Estático, estacionaria y simétrica, sin carga. Solución de Schwarzschild. Datos: (X, M)=(Posición y Masa/Energía).
    Tipo 2. Estacionaria, sin carga pero con rotación, axisimétrica. Solución de Kerr. Datos: (X, M, J)=(Posición, Masa, Momento Angular).
    Tipo 3. Estacionaria rotatoria con constante cosmológica. Solución Kerr-(A)dS. Datos: (X, M,J,Λ)=(posición, masa, momento angular, constante cosmológica).
    Tipo 4. Estacionaria rotatoria con constante cosmológica y parámetro NUT. Solución Kerr-NUT-(A)dS. La solución maximalmente simétrica en el vació con constante cosmológica y NUT.

    Estas dos soluciones en electrovacío son “únicas” si uno no considera “pelos” tipo Yang-Mills, dilatones, u otras clases exóticas de pelo escalar o tensorial (p-branas). Extendiendo el análisis a campos con cargas eléctricas y permitiendo constante cosmológica, las soluciones se pueden extender a los siguientes casos:

    Tipo 1b. Reissner-Nordström. Agujero negro cargado eléctricamente (y/o magnéticamente). Cargas (X,Q/G, M)=(Posición, carga eléctrica/magnética, Masa-Energía).

    Tipo 2b. Kerr-Newman. Agujero negro cargado y con rotación. Parámetros (X, M, J, Q/G)=(posición, masa, momento agular, carga eléctrica/magnética). Si se incluye una carga NUT la solución se denomina Kerr-Newman-NUT. (X, M/N, J, Q/G).

    Tipo 3b. Kerr-Newman-deSitter. Agujero negro cargado, con rotación y constante cosmológica. (X, M, J, Q/G, Λ).

    Tipo 4b. Kerr-NUT-Newman-(A)dS. (X, M/N, J, Q/G, Λ). Igual que 3b pero incluyendo carga NUT.

    Tipo 5b. Solución general de tipo Plebanski-Demianski. Se incluye un séptimo (octavo contando la ubicación espacio-tiempo) parámetro de tipo aceleración. (X, M/N, J, Q/G, Λ, A). Es la solución de electrovacío más general conocida exacta a las ecuaciones de Einstein-Maxwell. Importante papel en astrofísica. Algunos casos anteriores y otros no mencionados, como Taub-NUT o la C-métrica puedes ser considerados aproximaciones a este caso.

    D) Según la dimensionalidad y otras topologías. En dimensiones distintas a D=4 existen generalizaciones de las solución de Kerr, llamadas soluciones de Myers-Perry, y otras topologías exóticas, llamadas en general blackfolds (destaca el black ring o el black saturn). También se pueden incluir otras cargas exóticas de tipo magnético o eléctrico llavadas por p-branas y sus campos gauge generalizados.

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