Historia del agujero negro. Calabozo. ¿Lo que es? Estrellas que dan a luz a la oscuridad
El 10 de abril, un equipo de astrofísicos del proyecto Event Horizon Telescope publicó la primera imagen de un agujero negro. Estos objetos espaciales gigantes pero invisibles todavía se encuentran entre los más misteriosos e intrigantes de nuestro universo.
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¿Qué es un agujero negro?
Un agujero negro es un objeto (región en el espacio-tiempo) cuya gravedad es tan fuerte que atrae a todos los objetos conocidos, incluidos los que se mueven a la velocidad de la luz. Los cuantos de la luz en sí tampoco pueden salir de esta región, por lo que el agujero negro es invisible. Solo puedes observar ondas electromagnéticas, radiación y distorsiones del espacio alrededor del agujero negro. Publicado por el Event Horizon Telescope, se representa el horizonte de eventos de un agujero negro, el límite de una región con una gravedad superfuerte, enmarcada por un disco de acreción, materia luminosa que es "succionada" por un agujero.
El término "agujero negro" apareció a mediados del siglo XX, fue introducido por el físico teórico estadounidense John Archibald Wheeler. Usó por primera vez el término en conferencia cientifica en 1967.
Sin embargo, ya en el siglo XVIII se propusieron suposiciones sobre la existencia de objetos tan masivos que ni siquiera la luz puede superar su fuerza de atracción. La teoría moderna de los agujeros negros comenzó a tomar forma en el marco de la teoría general de la relatividad. Curiosamente, el propio Albert Einstein no creía en la existencia de agujeros negros.
De dónde vienen agujeros negros?
Los científicos creen que los agujeros negros tienen diferentes orígenes. Las estrellas masivas se convierten en un agujero negro al final de sus vidas: durante miles de millones de años, la composición de los gases y la temperatura en ellas cambian, lo que conduce a un desequilibrio entre la gravedad de la estrella y la presión de los gases calientes. Entonces la estrella colapsa: su volumen disminuye, pero como la masa no cambia, la densidad aumenta. Un agujero negro típico de masa estelar tiene un radio de 30 kilómetros y una densidad de más de 200 millones de toneladas por centímetro cúbico. A modo de comparación: para que la Tierra se convierta en un agujero negro, su radio debe ser de 9 milímetros.
Hay otro tipo de agujero negro: los agujeros negros supermasivos, que forman el núcleo de la mayoría de las galaxias. Su masa es mil millones de veces mayor que la masa de los agujeros negros estelares. Se desconoce el origen de los agujeros negros supermasivos, pero se supone que alguna vez fueron agujeros negros de masa estelar que crecieron engullendo otras estrellas.
También está la controvertida idea de la existencia de agujeros negros primordiales, que podrían haber aparecido a partir de la compresión de cualquier masa al comienzo de la existencia del universo. Además, se supone que en el Gran Colisionador de Hadrones se forman agujeros negros muy pequeños con una masa cercana a la masa de las partículas elementales. Sin embargo, aún no hay confirmación de esta versión.
¿Se tragará un agujero negro nuestra galaxia?
En el centro de la galaxia de la Vía Láctea hay un agujero negro: Sagitario A*. Su masa es cuatro millones de veces la masa del Sol, y su tamaño -25 millones de kilómetros- es aproximadamente igual al diámetro de 18 soles. Tales escalas llevan a algunos a preguntarse: ¿un agujero negro amenaza a toda nuestra galaxia? Las razones de tales suposiciones no son solo ciencia ficción: hace unos años, los científicos informaron sobre la galaxia W2246-0526, que se encuentra a 12.500 millones de años luz de nuestro planeta. Según la descripción de los astrónomos, ubicado en el centro de W2246-0526, el agujero negro supermasivo lo está desgarrando gradualmente, y la radiación resultante de este proceso acelera gigantescas nubes calientes de gas en todas direcciones. Una galaxia desgarrada por un agujero negro brilla más que 300 billones de soles.
Sin embargo, nada de eso amenaza nuestra galaxia natal (al menos a corto plazo). La mayoría de los objetos en la Vía Láctea, incluidos sistema solar, está demasiado lejos del agujero negro para sentir su atracción. Además, "nuestro" agujero negro no atrae todo el material como una aspiradora, sino que solo actúa como un ancla gravitacional para un grupo de estrellas en órbita a su alrededor, como el Sol para los planetas.
Sin embargo, incluso si alguna vez superamos el horizonte de eventos de un agujero negro, lo más probable es que ni siquiera lo notemos.
¿Qué sucede si "caes" en un agujero negro?
Lo más probable es que un objeto atraído por un agujero negro no pueda regresar de allí. Para superar la gravedad de un agujero negro, es necesario desarrollar una velocidad superior a la de la luz, pero la humanidad aún no sabe cómo se puede hacer esto.
El campo gravitatorio alrededor de un agujero negro es muy fuerte y no uniforme, por lo que todos los objetos cercanos cambian de forma y estructura. El lado del objeto que está más cerca del horizonte de sucesos es atraído con más fuerza y cae con más aceleración, por lo que todo el objeto se estira, quedando como pasta. Describió este fenómeno en su libro. Cuento tiempo, el famoso físico teórico Stephen Hawking. Incluso antes de Hawking, los astrofísicos llamaron a este fenómeno espaguetificación.
Si describe la espaguetización desde el punto de vista de un astronauta que voló hacia el agujero negro con los pies por delante, entonces el campo gravitatorio apretará sus piernas y luego estirará y desgarrará el cuerpo, convirtiéndolo en una corriente de partículas subatómicas.
Desde el exterior, es imposible ver la caída en el agujero negro, ya que absorbe la luz. Un observador externo solo verá que un objeto que se acerca a un agujero negro se ralentiza gradualmente y luego se detiene por completo. Después de eso, la silueta del objeto se volverá cada vez más borrosa, se volverá roja y finalmente desaparecerá para siempre.
Según Stephen Hawking, todos los objetos atraídos por un agujero negro permanecen en el horizonte de sucesos. De la teoría de la relatividad se deduce que cerca de un agujero negro, el tiempo se ralentiza hasta detenerse, por lo que para alguien que cae, la caída en un agujero negro en sí tal vez nunca suceda.
¿Qué hay adentro?
Por razones obvias, actualmente no hay una respuesta confiable a esta pregunta. Sin embargo, los científicos están de acuerdo en que las leyes de la física que nos son familiares ya no se aplican dentro de un agujero negro. Según una de las hipótesis más emocionantes y exóticas, el continuo espacio-tiempo alrededor del agujero negro se distorsiona tanto que se forma un agujero en la realidad misma, que puede ser un portal a otro universo, o el llamado agujero de gusano.
Agujeros negros: los objetos más misteriosos del universo
Un agujero negro es una región del espacio en la que la atracción gravitacional es tan fuerte que ni la materia ni la radiación pueden salir de esta región. Para los cuerpos ubicados allí, la segunda velocidad cósmica (velocidad de escape) tendría que exceder la velocidad de la luz, lo cual es imposible, ya que ni la materia ni la radiación pueden moverse más rápido que la luz. Por lo tanto, nada puede escapar de un agujero negro. El límite de la región más allá de la cual no escapa la luz se denomina "horizonte de eventos", o simplemente el "horizonte" de un agujero negro.
La esencia de la hipótesis de la formación de agujeros negros es la siguiente: si una cierta masa de materia se encuentra en un volumen relativamente pequeño, crítico para ella, entonces, bajo la influencia de sus propias fuerzas gravitatorias, dicha materia comienza a encogerse sin control. Llega una especie de catástrofe gravitacional: el colapso gravitacional. Como resultado de la compresión, aumenta la concentración de la sustancia. Finalmente, llega un momento en que la fuerza gravitatoria sobre su superficie se hace tan grande que para vencerla es necesario desarrollar una velocidad que supera la velocidad de la luz. Tales velocidades son prácticamente inalcanzables, y ni los rayos de luz ni las partículas de materia pueden escapar del espacio cerrado de un agujero negro. La radiación de un agujero negro está "bloqueada" por la gravedad. Los agujeros negros solo pueden absorber radiación.
Para que el campo gravitatorio pueda "bloquear" la radiación que crea este campo, la masa (M) debe reducirse a un volumen con un radio menor que el "radio gravitatorio" r g = 2GM/c 2 . Por esta razón, es casi imposible crear y estudiar un agujero negro en el laboratorio: para que un cuerpo de cualquier masa razonable (incluso millones de toneladas) se convierta en un agujero negro, debe comprimirse a un tamaño menor que el tamaño de un protón o neutrón, por lo que las propiedades de los agujeros negros todavía se estudian solo teóricamente.
Sin embargo, los cálculos muestran que los cuerpos de escala astronómica (por ejemplo, estrellas masivas) después del agotamiento del combustible termonuclear en ellos pueden, bajo la influencia de su propia gravedad, reducirse al tamaño de su radio gravitacional. La búsqueda de tales objetos ha estado ocurriendo durante más de 40 años, y ahora es posible con gran certeza indicar varios candidatos muy probables para agujeros negros con masas desde unidades hasta miles de millones de masas solares. Sin embargo, su estudio se ve obstaculizado por las enormes distancias de la Tierra. Y aunque el hecho mismo de la existencia de los agujeros negros ya es difícil de cuestionar, el estudio práctico de sus propiedades aún está por delante.
1. Historia de la idea de los agujeros negros.
El geofísico y astrónomo inglés John Michell sugirió que en la naturaleza puede haber estrellas tan masivas que ni siquiera un rayo de luz es capaz de salir de su superficie. Usando las leyes de Newton, Michell calculó que si una estrella con la masa del Sol tuviera un radio de no más de 3 km, incluso las partículas de luz (que él, siguiendo a Newton, consideraba corpúsculos) no podrían volar lejos de esa estrella. Por lo tanto, tal estrella parecería absolutamente oscura desde la distancia. Michell presentó esta idea en una reunión de la Royal Society de Londres el 27 de noviembre de 1783. Así nació el concepto de agujero negro "newtoniano".
La misma idea fue expresada en su libro El Sistema del Mundo (1796) por el matemático y astrónomo francés Pierre Simon Laplace. Un simple cálculo le permitió escribir: "Una estrella luminosa con una densidad igual a la densidad de la Tierra, y un diámetro 250 veces mayor que el diámetro del Sol, no permite que nos alcance un solo rayo de luz debido a su gravitación". ; por lo tanto, es posible que los cuerpos celestes más brillantes del Universo sean invisibles". Sin embargo, la masa de tal estrella tendría que ser decenas de millones de veces mayor que la del sol. Y dado que posteriores mediciones astronómicas mostraron que las masas de las estrellas reales no son muy diferentes de las del sol, la idea de los agujeros negros de Mitchell y Laplace se olvidó.
Durante el siglo XIX, la idea de cuerpos invisibles por su masividad no despertó mucho interés entre los científicos. Esto se debió al hecho de que en el marco de la física clásica la velocidad de la luz no tiene una importancia fundamental. Sin embargo, en finales del siglo XIX- a principios del siglo XX, se encontró que las leyes de la electrodinámica formuladas por J. Maxwell, por un lado, son válidas en todos los sistemas de referencia inerciales, y por otro lado, no tienen invariancia con respecto a Transformaciones galileanas. Esto significó que las ideas que se han desarrollado en física sobre la naturaleza de la transición de un marco de referencia inercial a otro deben ajustarse significativamente.
En el curso de un mayor desarrollo de la electrodinámica, G. Lorentz propuso un nuevo sistema de transformaciones de coordenadas espacio-temporales (conocido hoy como transformaciones de Lorentz), con respecto al cual las ecuaciones de Maxwell permanecieron invariantes. Desarrollando las ideas de Lorentz, A. Poincare sugirió que todas las demás leyes físicas también son invariantes bajo estas transformaciones.
En 1905, A. Einstein utilizó los conceptos de Lorentz y Poincaré en su teoría especial de la relatividad (SRT), en la que el papel de la ley de transformación de los sistemas de referencia inerciales finalmente pasó de las transformaciones de Galileo a las transformaciones de Lorentz. La mecánica clásica (invariante galileana) fue reemplazada por una nueva mecánica relativista invariante de Lorentz. En el marco de este último, la velocidad de la luz resultó ser la velocidad límite que puede desarrollar un cuerpo físico, lo que cambió radicalmente el significado de los agujeros negros en la física teórica.
Sin embargo, la teoría de la gravedad de Newton (en la que se basó la teoría original de los agujeros negros) no es invariante de Lorentz. Por lo tanto, no se puede aplicar a cuerpos que se mueven a velocidades cercanas a la luz y de la luz. Privada de esta deficiencia, la teoría relativista de la gravitación fue creada principalmente por Einstein (quien finalmente la formuló a fines de 1915) y se denominó teoría general de la relatividad (RG).
La segunda vez que los científicos "chocaron" con agujeros negros fue en 1916, cuando el astrónomo alemán Karl Schwarzschild obtuvo la primera solución exacta de las ecuaciones GR. Resultó que el espacio vacío alrededor de un punto masivo tiene una singularidad a una distancia r g de él; es por eso que la cantidad r g a menudo se denomina "radio de Schwarzschild", y la superficie correspondiente (horizonte de eventos) se denomina superficie de Schwarzschild. En el siguiente medio siglo, los esfuerzos de los teóricos dilucidaron muchas características sorprendentes de la solución de Schwarzschild, pero los agujeros negros aún no se consideraban un verdadero objeto de estudio.
Es cierto que en la década de 1930, después de la creación de la mecánica cuántica y el descubrimiento del neutrón, los físicos investigaron la posibilidad de la formación de objetos compactos (enanas blancas y estrellas de neutrones) como productos de la evolución de estrellas normales. Las estimaciones han demostrado que después del agotamiento del combustible nuclear en las entrañas de una estrella, su núcleo puede encogerse y convertirse en una enana blanca pequeña y muy densa o en una estrella de neutrones aún más densa y diminuta.
En 1934, los astrónomos europeos Fritz Zwicky y Walter Baade, que trabajaban en los Estados Unidos, propusieron una hipótesis: las explosiones de supernova son un tipo muy especial de explosiones estelares causadas por una compresión catastrófica del núcleo de la estrella. Así, por primera vez, nació la idea de la posibilidad de observar el colapso de una estrella. Baade y Zwicky sugirieron que una estrella degenerada superdensa que consta de neutrones se forma como resultado de una explosión de supernova. Los cálculos han demostrado que tales objetos pueden nacer y ser estables, pero solo con una masa inicial moderada de la estrella. Pero si la masa de una estrella supera las tres masas solares, entonces nada puede detener su colapso catastrófico.
En 1939, los físicos estadounidenses Robert Oppenheimer y Hartland Snyder corroboraron la conclusión de que el núcleo de una estrella masiva debe colapsar incesantemente en un objeto extremadamente pequeño, cuyas propiedades del espacio alrededor del cual (si no gira) se describen mediante la solución de Schwarzschild. . En otras palabras, el núcleo de una estrella masiva al final de su evolución debería encogerse rápidamente y pasar por debajo del horizonte de sucesos, convirtiéndose en un agujero negro. Pero dado que tal objeto (como se dijo entonces, un "colapsar" o "estrella congelada") no emite ondas electromagnéticas, los astrónomos entendieron que sería increíblemente difícil detectarlo en el espacio y por lo tanto no comenzaron a buscar durante mucho tiempo. hora.
Dado que ningún portador de información es capaz de abandonar el horizonte de eventos, el interior de un agujero negro no tiene relación causal con el resto del Universo, y los procesos físicos que ocurren dentro de un agujero negro no pueden afectar los procesos fuera de él. Al mismo tiempo, la materia y la radiación que caen desde el exterior hacia el agujero negro penetran libremente en el interior a través del horizonte. Podemos decir que un agujero negro lo absorbe todo y no libera nada. Por ello nació el término “agujero negro”, propuesto en 1967 por el físico estadounidense John Archibald Wheeler.
2. Formación de agujeros negros
La forma más obvia de que se forme un agujero negro es a través del colapso del núcleo de una estrella masiva. Hasta que se agota el suministro de combustible nuclear en las entrañas de la estrella, su equilibrio se mantiene mediante reacciones termonucleares (la conversión de hidrógeno en helio, luego en carbono, etc., hasta hierro en las estrellas más masivas). El calor liberado en este caso compensa la pérdida de energía que deja la estrella con su radiación y viento estelar. Soporte de reacciones termonucleares alta presión en el interior de una estrella, evitando que colapse por su propia gravedad. Sin embargo, con el tiempo, el combustible nuclear se agota y la estrella comienza a encogerse.
El núcleo de la estrella se contrae más rápidamente, mientras se calienta fuertemente (su energía gravitatoria se convierte en calor) y calienta la capa que la rodea. Como resultado, la estrella pierde sus capas externas en forma de una nebulosa planetaria que se expande lentamente o una capa de supernova expulsada catastróficamente. Y el destino del núcleo que se encoge depende de su masa. Los cálculos muestran que si la masa del núcleo de la estrella no supera las tres masas solares, entonces "gana la batalla a la gravedad": su compresión será detenida por la presión de la materia degenerada, y la estrella se convertirá en una enana blanca o una estrella neutrón. Pero si la masa del núcleo de la estrella es más de tres solares, entonces nada puede detener su colapso catastrófico, y rápidamente pasará por debajo del horizonte de eventos, convirtiéndose en un agujero negro. Como se deduce de la fórmula para r g , un agujero negro con una masa de 3 masas solares tiene un radio gravitatorio de 8,8 km.
Las observaciones astronómicas concuerdan bien con estos cálculos: todos los componentes de los sistemas estelares binarios que exhiben las propiedades de los agujeros negros (alrededor de 20 de ellos se conocen en 2005) tienen masas de 4 a 16 masas solares. La teoría de la evolución estelar indica que durante los 12.000 millones de años de existencia de nuestra Galaxia, que contiene unos 100.000 millones de estrellas, se debieron formar varias decenas de millones de agujeros negros como consecuencia del colapso del más masivo de ellos. Además, los agujeros negros de masa muy grande (de millones a miles de millones de masas solares) pueden ubicarse en los núcleos de grandes galaxias, incluida la nuestra. Así lo demuestran las observaciones astronómicas, aunque la formación de estos agujeros negros gigantes no está del todo clara.
Si en nuestra era la alta densidad de materia necesaria para el nacimiento de un agujero negro puede surgir solo en el colapso de los núcleos de las estrellas masivas, entonces en el pasado lejano, inmediatamente después del Big Bang, a partir del cual comenzó la expansión del Universo alrededor de 14 Hace mil millones de años, la alta densidad de materia estaba en todas partes. Por lo tanto, pequeñas fluctuaciones de densidad en esa época podrían dar lugar al nacimiento de agujeros negros de cualquier masa, incluidos los pequeños. Pero el más pequeño de ellos, debido a efectos cuánticos, debería haberse evaporado, perdiendo su masa en forma de radiación y flujos de partículas. Los "agujeros negros primarios" con una masa de más de 10 12 kg podrían sobrevivir hasta el día de hoy. El más pequeño de ellos, con un peso de 10 12 kg (como un pequeño asteroide), debería tener un tamaño del orden de 10 a 15 m (como un protón o un neutrón).
Finalmente, existe una posibilidad hipotética del nacimiento de agujeros negros microscópicos en colisiones mutuas de partículas elementales rápidas. Esta es una de las predicciones de la teoría de cuerdas, una de las teorías físicas actualmente en competencia sobre la estructura de la materia. La teoría de cuerdas predice que el espacio tiene más de tres dimensiones. La gravedad, a diferencia de otras fuerzas, debe propagarse a través de todas estas dimensiones y, por lo tanto, aumentar significativamente en distancias cortas. Cuando dos partículas (protones, por ejemplo) chocan violentamente, pueden comprimirse lo suficiente como para formar un agujero negro microscópico. Después de eso, colapsará casi instantáneamente (“evaporarse”), pero la observación de este proceso es de gran interés para la física, ya que, al evaporarse, el agujero emitirá todo tipo de partículas existentes en la naturaleza. Si la hipótesis de la teoría de cuerdas es correcta, entonces el nacimiento de tales agujeros negros puede ocurrir durante colisiones de partículas energéticas de rayos cósmicos con átomos de la atmósfera terrestre, así como en los más poderosos aceleradores de partículas elementales.
3. Propiedades de los agujeros negros
Cerca de un agujero negro, la intensidad del campo gravitatorio es tan grande que los procesos físicos allí solo pueden describirse utilizando la teoría relativista de la gravedad. Según la relatividad general, el espacio y el tiempo están curvados por el campo gravitatorio de los cuerpos masivos, y la mayor curvatura se produce cerca de los agujeros negros. Cuando los físicos hablan de intervalos de tiempo y espacio, se refieren a números que se leen en cualquier regla o reloj físico. Por ejemplo, el papel de un reloj puede ser desempeñado por una molécula con una cierta frecuencia de oscilaciones, cuyo número entre dos eventos puede denominarse "intervalo de tiempo".
Es importante que la gravedad actúe en todos los sistemas físicos de la misma manera: todos los relojes muestran que el tiempo se está desacelerando y todos los gobernantes que el espacio se extiende cerca de un agujero negro. Esto significa que un agujero negro está doblando la geometría del espacio y el tiempo a su alrededor. Lejos del agujero negro, esta curvatura es pequeña, pero cerca de él es tan grande que los rayos de luz pueden moverse a su alrededor en un círculo. Lejos de un agujero negro, la teoría de Newton describe exactamente su campo gravitatorio para un cuerpo de la misma masa, pero cerca de él, la gravedad se vuelve mucho más fuerte de lo que predice la teoría de Newton.
Si fuera posible observar una estrella a través de un telescopio en el momento de su transformación en un agujero negro, entonces en un principio se vería como la estrella se contrae cada vez más rápido, pero a medida que su superficie se acerca al radio gravitacional, la compresión se ralentizará. hacia abajo hasta que se detenga por completo. Al mismo tiempo, la luz proveniente de la estrella se debilitará y se volverá roja hasta que finalmente se apague. Esto se debe a que, venciendo la fuerza de la gravedad, los fotones pierden energía y tardan cada vez más en llegar hasta nosotros. Cuando la superficie de una estrella alcanza el radio gravitatorio, la luz que sale de ella tardará un tiempo infinito en llegar a cualquier observador, incluso a los relativamente cercanos a la estrella (y al hacerlo, los fotones perderán completamente su energía). Por lo tanto, nunca esperaremos este momento y, además, no veremos qué le sucede a la estrella bajo el horizonte de eventos, pero teóricamente se puede estudiar este proceso.
El cálculo de un colapso esférico idealizado muestra que en poco tiempo la materia bajo el horizonte de eventos se comprime hasta un punto donde se alcanzan valores infinitamente altos de densidad y gravedad. Tal punto se llama una "singularidad". Además, el análisis matemático muestra que si ha surgido un horizonte de eventos, incluso un colapso no esférico conduce a una singularidad. Sin embargo, todo esto es cierto solo si la teoría general de la relatividad es aplicable a escalas espaciales muy pequeñas, lo cual aún no es seguro. Las leyes cuánticas operan en el microcosmos y la teoría cuántica de la gravedad aún no se ha creado. Está claro que los efectos cuánticos no pueden evitar que una estrella se colapse en un agujero negro, pero podrían evitar la aparición de una singularidad.
Al estudiar las propiedades fundamentales de la materia y el espacio-tiempo, los físicos consideran que el estudio de los agujeros negros es una de las áreas más importantes, ya que las propiedades ocultas de la gravedad aparecen cerca de los agujeros negros. Para el comportamiento de la materia y la radiación en campos gravitatorios débiles, las diferentes teorías de la gravitación dan predicciones casi indistinguibles, pero en los campos fuertes característicos de los agujeros negros, las predicciones de varias teorías difieren significativamente, lo que da la clave para identificar la mejor entre ellas. En el marco de la teoría de la gravedad más popular actualmente, la relatividad general de Einstein, se han estudiado con gran detalle las propiedades de los agujeros negros. Estos son algunos de los más importantes:
1) Cerca de un agujero negro, el tiempo fluye más lentamente que alejándose de él. Si un observador lejano lanza una linterna encendida hacia el agujero negro, verá cómo la linterna caerá cada vez más rápido, pero luego, acercándose a la superficie de Schwarzschild, comenzará a disminuir la velocidad, y su luz se atenuará y enrojecerá (ya que la oscilación de todos sus átomos y moléculas). Desde el punto de vista de un observador distante, la linterna prácticamente se detendrá y se volverá invisible, sin poder cruzar la superficie del agujero negro. Pero si el propio observador saltaba allí junto con la linterna, en poco tiempo cruzaría la superficie de Schwarzschild y caería al centro del agujero negro, siendo desgarrado por sus poderosas fuerzas gravitatorias de marea que surgen de la diferencia de atracción en diferentes distancias del centro.
2) No importa cuán complejo sea el cuerpo original, después de haber sido comprimido en un agujero negro, un observador externo puede determinar solo tres de sus parámetros: masa total, momento angular (relacionado con la rotación) y carga eléctrica. Todas las demás características del cuerpo (forma, distribución de densidad, composición química, etc.) se "borran" durante el colapso. Que, para un observador externo, la estructura de un agujero negro parece extremadamente simple, John Wheeler lo dijo en broma: "Un agujero negro no tiene pelo".
En el proceso de colapso de una estrella en un agujero negro en una pequeña fracción de segundo (según el reloj de un observador distante), todas sus características externas asociadas con la falta de homogeneidad inicial se emiten en forma de ondas gravitatorias y electromagnéticas. El agujero negro estacionario resultante "olvida" toda la información sobre la estrella original, excepto tres cantidades: masa total, momento angular (relacionado con la rotación) y carga eléctrica. Al estudiar un agujero negro, ya no es posible saber si la estrella original consistía en materia o antimateria, si estaba alargada o achatada, etc. En condiciones astrofísicas reales, un agujero negro cargado atraerá partículas de signo opuesto del medio interestelar, y su carga se convertirá rápidamente en cero. El objeto estacionario restante será un "agujero negro de Schwarzschild" no giratorio, que se caracteriza solo por la masa, o un "agujero negro de Kerr" giratorio, que se caracteriza por la masa y el momento angular.
3) Si el cuerpo original giraba, entonces se conservaba un campo gravitacional de "vórtice" alrededor del agujero negro, arrastrando a todos los cuerpos vecinos hacia movimiento rotatorio alrededor de ella. El campo gravitatorio de un agujero negro en rotación se denomina campo de Kerr (el matemático Roy Kerr encontró una solución a las ecuaciones correspondientes en 1963). Este efecto es característico no solo de un agujero negro, sino de cualquier cuerpo en rotación, incluso de la Tierra. Por este motivo, publicado en Satélite artificial El giroscopio de rotación libre de la Tierra experimenta una precesión lenta en relación con las estrellas distantes. Cerca de la Tierra, este efecto es apenas perceptible, pero cerca de un agujero negro es mucho más pronunciado: la velocidad de precesión de un giroscopio se puede utilizar para medir el momento angular de un agujero negro, aunque en sí mismo no es visible.
Cuanto más nos acercamos al horizonte del agujero negro, más fuerte se vuelve el efecto de arrastre del "campo de vórtice". Antes de alcanzar el horizonte, estaremos en la superficie, donde la resistencia se vuelve tan fuerte que ningún observador puede permanecer estacionario (es decir, ser "estático") en relación con las estrellas distantes. Sobre y dentro de esta superficie (llamada límite estático) todos los objetos deben orbitar alrededor del agujero negro en la misma dirección que el propio agujero. No importa cuánta potencia desarrollen sus motores a reacción, un observador dentro del límite estático nunca puede detener su movimiento de rotación en relación con estrellas distantes.
El límite estático se encuentra en todas partes fuera del horizonte y lo toca solo en dos puntos, donde ambos se cruzan con el eje de rotación del agujero negro. La región del espacio-tiempo situada entre el horizonte y el límite de estática se denomina ergosfera. Un objeto que ha caído en la ergosfera aún puede salir. Por lo tanto, aunque el agujero negro "se lo come todo y no lo suelta", sin embargo, es posible un intercambio de energía entre él y el espacio exterior. Por ejemplo, las partículas o cuantos que vuelan a través de la ergosfera pueden llevarse la energía de su rotación.
4) Toda la materia dentro del horizonte de eventos de un agujero negro cae necesariamente en su centro y forma una singularidad con una densidad infinitamente alta. El físico inglés Stephen Hawking define una singularidad como "el lugar donde se derrumba el concepto clásico de espacio y tiempo, así como todas las leyes conocidas de la física, ya que todas están formuladas sobre la base del espacio-tiempo clásico".
5) Además, S. Hawking descubrió la posibilidad de una "evaporación" cuántica espontánea muy lenta de los agujeros negros. En 1974, demostró que los agujeros negros (no solo rotativos, sino cualquiera) pueden emitir materia y radiación, pero esto solo se notará si la masa del agujero en sí es relativamente pequeña. Un poderoso campo gravitatorio cerca de un agujero negro debería dar lugar a pares de partículas y antipartículas. Una de las partículas de cada par es absorbida por el agujero, y la segunda es emitida al exterior. Por ejemplo, un agujero negro con una masa de 10 12 kg debería comportarse como un cuerpo con una temperatura de 10 11 K, emitiendo partículas y rayos gamma muy duros. La idea de "evaporación" de los agujeros negros contradice completamente la idea clásica de ellos como cuerpos incapaces de irradiar.
4. Buscar agujeros negros
Los cálculos en el marco de la relatividad general indican solo la posibilidad de la existencia de agujeros negros, pero de ninguna manera prueban su presencia en el mundo real, el descubrimiento de un agujero negro sería un paso importante en el desarrollo de la física. La búsqueda de agujeros negros aislados en el espacio es increíblemente difícil: debe notar un pequeño objeto oscuro contra el fondo de la negrura cósmica. Pero hay esperanza de detectar un agujero negro por su interacción con los cuerpos astronómicos circundantes, por su característica influencia sobre ellos.
Teniendo en cuenta las propiedades más importantes de los agujeros negros (masividad, compacidad e invisibilidad), los astrónomos desarrollaron gradualmente una estrategia para su búsqueda. La forma más fácil de detectar un agujero negro es por su interacción gravitatoria con la materia que lo rodea, por ejemplo, con las estrellas cercanas. Los intentos de detectar compañeros masivos invisibles en estrellas binarias no han tenido éxito. Pero después de poner en órbita telescopios de rayos X, resultó que los agujeros negros se manifiestan activamente en sistemas binarios cercanos, donde toman materia de una estrella vecina y la absorben, calentándola a una temperatura de millones de grados y convirtiéndola en una fuente. de radiación de rayos X durante un tiempo breve.
Dado que en un sistema binario un agujero negro emparejado con una estrella normal gira alrededor de un centro de masa común, utilizando el efecto Doppler, es posible medir la velocidad de la estrella y determinar la masa de su compañera invisible. Los astrónomos ya han identificado decenas de sistemas binarios donde la masa del compañero invisible supera las 3 masas solares y se notan manifestaciones características de la actividad de la materia que se mueve alrededor de un objeto compacto, por ejemplo, fluctuaciones muy rápidas en el brillo de las corrientes de gas caliente que giran rápidamente. alrededor de un cuerpo invisible.
Particularmente prometedora es la estrella binaria de rayos X V404 Cygnus, cuya masa del componente invisible se estima en no menos de 6 masas solares. Otros candidatos a agujeros negros se encuentran en los sistemas binarios Cygnus X-1, LMC X-3, V616 Unicorn, QZ Chanterelles, así como en las novas de rayos X Ophiuchus 1977, Fly 1981 y Scorpio 1994. Casi todos ellos están ubicados dentro de nuestra galaxia, y el sistema LMC X-3 está en la galaxia de la Gran Nube de Magallanes cerca de nosotros.
Otra dirección en la búsqueda de agujeros negros es el estudio de los núcleos de las galaxias. En ellas se acumulan y condensan enormes masas de materia, las estrellas chocan y se fusionan, por lo que allí pueden formarse agujeros negros supermasivos, superando en millones de veces la masa del Sol. Atraen a las estrellas circundantes hacia ellos, creando un pico de brillo en el centro de la galaxia. Destruyen las estrellas que vuelan cerca de ellos, cuya materia forma un disco de acreción alrededor del agujero negro y es expulsada parcialmente a lo largo del eje del disco en forma de chorros rápidos y flujos de partículas. No se trata de una teoría especulativa, sino de procesos que en realidad se observan en los núcleos de algunas galaxias y que indican la presencia en ellos de agujeros negros con masas de hasta varios miles de millones de masas solares. V Últimamente Se han obtenido pruebas muy convincentes de que en el centro de nuestra Galaxia hay un agujero negro con una masa de unos 2,5 millones de masas solares.
Es probable que los procesos de liberación de energía más poderosos del Universo ocurran con la participación de los agujeros negros. Se consideran la fuente de actividad en los núcleos de los quásares, galaxias masivas jóvenes. Es su nacimiento, según los astrofísicos, el que está marcado por las explosiones más poderosas del Universo, manifestadas como estallidos de rayos gamma.
5. Termodinámica y evaporación de agujeros negros
El concepto de agujero negro como objeto absolutamente absorbente fue corregido por S. Hawking en 1975. Al estudiar el comportamiento de los campos cuánticos cerca de un agujero negro, predijo que un agujero negro necesariamente irradiaría partículas al espacio exterior y, por lo tanto, perdería masa. Este efecto se llama radiación de Hawking (evaporación). En pocas palabras, el campo gravitatorio polariza el vacío, como resultado de lo cual es posible la formación no solo de pares de partículas-antipartículas virtuales, sino también reales. Una de las partículas, que resultó estar justo por debajo del horizonte de sucesos, cae en el agujero negro, y la otra, que resultó estar justo por encima del horizonte, se va volando, llevándose la energía (es decir, parte de la masa) del agujero negro. El poder de radiación de un agujero negro es
La composición de la radiación depende del tamaño del agujero negro: para los agujeros negros grandes, estos son principalmente fotones y neutrinos, mientras que las partículas pesadas comienzan a aparecer en el espectro de los agujeros negros ligeros. El espectro de la radiación de Hawking para campos sin masa resultó coincidir estrictamente con la radiación de un cuerpo absolutamente negro, lo que permitió asignar una temperatura al agujero negro.
,
donde es la constante de Planck reducida, c es la velocidad de la luz, k es la constante de Boltzmann, G es la constante gravitacional, M es la masa del agujero negro.
Sobre esta base se construyó la termodinámica de los agujeros negros, incluyendo el concepto clave de la entropía de un agujero negro, que resultó ser proporcional al área de su horizonte de eventos:
donde A es el área del horizonte de eventos.
La tasa de evaporación de un agujero negro es mayor cuanto menor es su tamaño. La evaporación de los agujeros negros de escala estelar (y especialmente galáctica) puede despreciarse, sin embargo, para los agujeros negros primarios y especialmente para los agujeros negros cuánticos, los procesos de evaporación se vuelven centrales.
Debido a la evaporación, todos los agujeros negros pierden masa y su tiempo de vida resulta finito:
.
Al mismo tiempo, la intensidad de la evaporación aumenta como una avalancha, y la etapa final la evolución tiene el carácter de una explosión, por ejemplo, un agujero negro que pesa 1000 toneladas se evaporará en unos 84 segundos, liberando energía equivalente a la explosión de unos diez millones de bombas atómicas de potencia media.
Al mismo tiempo, los agujeros negros grandes, cuya temperatura está por debajo de la temperatura de la radiación cósmica de fondo del Universo (2,7 K), solo pueden crecer en la etapa actual del desarrollo del Universo, ya que la radiación que emiten tiene menos energía. que la radiación absorbida. Este proceso durará hasta que el gas fotónico de la radiación de fondo cósmico de microondas se enfríe como resultado de la expansión del Universo.
Sin una teoría cuántica de la gravedad, es imposible describir la etapa final de la evaporación, cuando los agujeros negros se vuelven microscópicos (cuánticos). Según algunas teorías, después de la evaporación debería haber una "ceniza", un agujero negro de Planck mínimo.
6. Caer en un agujero negro
Imagina cómo debería ser caer en un agujero negro de Schwarzschild. Un cuerpo que cae libremente bajo la influencia de fuerzas gravitatorias se encuentra en un estado de ingravidez. Un cuerpo que cae experimentará la acción de fuerzas de marea que estiran el cuerpo en dirección radial y lo comprimen en dirección tangencial. La magnitud de estas fuerzas crece y tiende al infinito en . En algún momento en el tiempo adecuado, el cuerpo cruzará el horizonte de sucesos. Desde el punto de vista de un observador cayendo con el cuerpo, este momento no se distingue por nada, pero ya no hay retorno. El cuerpo termina en el cuello (su radio en el punto donde se encuentra el cuerpo es ), el cual se contrae tan rápidamente que ya no es posible salir volando de él hasta el momento del colapso final (esa es la singularidad), incluso moviéndose a la velocidad de la luz.
Consideremos ahora el proceso de la caída de un cuerpo en un agujero negro desde el punto de vista de un observador distante. Deje, por ejemplo, que el cuerpo sea luminoso y, además, envíe señales de regreso a una cierta frecuencia. Al principio, un observador remoto verá que el cuerpo, estando en proceso de caída libre, acelera gradualmente bajo la influencia de la gravedad hacia el centro. El color del cuerpo no cambia, la frecuencia de las señales detectadas es casi constante. Sin embargo, a medida que el cuerpo comienza a acercarse al horizonte de sucesos, los fotones que provienen del cuerpo experimentarán un corrimiento al rojo cada vez más gravitatorio. Además, debido al campo gravitatorio, todos los procesos físicos desde el punto de vista de un observador distante irán cada vez más lentos que la dilatación del tiempo gravitacional): un reloj fijo en la coordenada radial r sin rotación () irá más lento que infinitamente distante en 
una vez. Parecerá que el cuerpo, en su forma extremadamente aplanada, se ralentizará a medida que se acerque al horizonte de sucesos y finalmente se detendrá virtualmente. La frecuencia de la señal caerá bruscamente. La longitud de onda de la luz emitida por el cuerpo crecerá rápidamente, de modo que la luz se convertirá rápidamente en ondas de radio y luego en oscilaciones electromagnéticas de baja frecuencia, que ya no será posible corregir. El observador nunca verá el cuerpo cruzar el horizonte de sucesos y, en este sentido, la caída en el agujero negro durará indefinidamente. Sin embargo, hay un momento a partir del cual un observador distante ya no podrá influir en el cuerpo que cae. Un rayo de luz enviado después de este cuerpo nunca lo alcanzará o lo alcanzará más allá del horizonte. Además, la distancia entre el cuerpo y el horizonte de sucesos, así como el "grosor" de un cuerpo aplanado (desde el punto de vista de un observador externo), alcanzará rápidamente la longitud de Planck y (desde un punto de vista matemático ) seguirá disminuyendo. Para un observador físico real (una medida adelantada con el error de Planck), esto equivale al hecho de que la masa del agujero negro aumentará en la masa del cuerpo que cae, lo que significa que el radio del horizonte de sucesos aumentará y el cuerpo que cae estará "dentro" del horizonte de eventos en un tiempo finito.
El proceso de colapso gravitacional parecerá similar para un observador distante. Al principio, la materia se precipitará hacia el centro, pero cerca del horizonte de eventos, comenzará a disminuir bruscamente, su radiación entrará en el rango de radio y, como resultado, un observador distante verá que la estrella se ha apagado. .
7. Tipos de agujeros negros
A) agujeros negros supermasivos
Los agujeros negros muy masivos expandidos, según los conceptos modernos, forman el núcleo de la mayoría de las galaxias. Estos incluyen el enorme agujero negro en el centro de nuestra galaxia: Sagitario A*.
En la actualidad, la mayoría de los científicos considera que la existencia de agujeros negros de escala estelar y galáctica está probada de manera confiable mediante observaciones astronómicas.
Los astrónomos estadounidenses han descubierto que las masas de los agujeros negros supermasivos pueden subestimarse significativamente. Los investigadores encontraron que para que las estrellas se muevan en la galaxia M87 (que se encuentra a una distancia de 50 millones de años luz de la Tierra) como se observa ahora, la masa del agujero negro central debe ser de al menos 6.400 millones de energía solar. masas, es decir, en el doble de la estimación actual del núcleo M87, que es de 3 mil millones de masas solares.
B) Agujeros negros primordiales
Los agujeros negros primordiales actualmente tienen el estatus de una hipótesis. Si en los momentos iniciales de la vida del Universo hubo desviaciones suficientes de la homogeneidad del campo gravitatorio y la densidad de la materia, entonces podrían formarse agujeros negros a partir de ellos por colapso. Al mismo tiempo, su masa no está limitada desde abajo, como en el colapso estelar; su masa probablemente podría ser bastante pequeña. La detección de agujeros negros primordiales es de particular interés en relación con la posibilidad de estudiar el fenómeno de la evaporación de agujeros negros.
C) agujeros negros cuánticos
Se supone que los agujeros negros microscópicos estables, los llamados agujeros negros cuánticos, pueden aparecer como resultado de reacciones nucleares. Para una descripción matemática de tales objetos, se necesita una teoría cuántica de la gravedad. Sin embargo, a partir de consideraciones generales, es muy probable que el espectro de masas de los agujeros negros sea discreto y que haya un agujero negro mínimo: el agujero negro de Planck. Su masa es de aproximadamente 10 −5 g, su radio es de 10 −35 m La longitud de onda Compton de un agujero negro de Planck es igual en orden de magnitud a su radio gravitacional.
Conclusión
Así, todos los "objetos elementales" se pueden dividir en partículas elementales (su longitud de onda es mayor que su radio gravitacional) y agujeros negros (la longitud de onda es menor que el radio gravitatorio). El agujero negro planckiano es un objeto límite, por lo que se le puede encontrar el nombre de maximon, lo que indica que es la más pesada de las partículas elementales posibles. Otro término que a veces se usa para referirse a él es plankeon.
Incluso si existen agujeros negros cuánticos, su vida útil es extremadamente corta, lo que hace que su detección directa sea muy problemática.
Recientemente, se han propuesto experimentos para encontrar evidencias de la aparición de agujeros negros en reacciones nucleares. Sin embargo, para la síntesis directa de un agujero negro en un acelerador se requiere una energía de 10 26 eV, hoy inalcanzable. Aparentemente, los agujeros negros intermedios virtuales pueden aparecer en reacciones de súper alta energía.
Bibliografía
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2. http://nrc.edu.ru/est/pos/24.html
3. http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/CHERNAYA_DIRA.html
« La ciencia ficción puede ser útil: estimula la imaginación y alivia el miedo al futuro. Sin embargo, los hechos científicos pueden ser mucho más llamativos. La ciencia ficción ni siquiera imaginó cosas como los agujeros negros.»
Stephen Hawking
En las profundidades del universo para el hombre se encuentran innumerables misterios y misterios. Uno de ellos son los agujeros negros, objetos que incluso las mentes más grandes de la humanidad no pueden entender. Cientos de astrofísicos están tratando de descubrir la naturaleza de los agujeros negros, pero en este momento ni siquiera hemos probado su existencia en la práctica.
Los directores de cine les dedican sus películas, y entre la gente corriente, los agujeros negros se han convertido en un fenómeno de culto tal que se los identifica con el fin del mundo y la muerte inminente. Son temidos y odiados, pero al mismo tiempo son idolatrados y se inclinan ante lo desconocido, que estos extraños fragmentos del Universo están llenos. De acuerdo, ser tragado por un agujero negro es ese tipo de romance. Con su ayuda es posible, y ellos también pueden convertirse en guías para nosotros.
La prensa amarilla a menudo especula sobre la popularidad de los agujeros negros. Encontrar titulares en los periódicos relacionados con el fin del mundo en el planeta debido a otra colisión con un agujero negro supermasivo no es un problema. Mucho peor es que la parte analfabeta de la población se toma todo en serio y genera un verdadero pánico. Para aportar algo de claridad, haremos un viaje a los orígenes del descubrimiento de los agujeros negros y trataremos de entender qué es y cómo relacionarnos con él.
estrellas invisibles
Dio la casualidad de que los físicos modernos describen la estructura de nuestro Universo con la ayuda de la teoría de la relatividad, que Einstein proporcionó cuidadosamente a la humanidad a principios del siglo XX. Tanto más misteriosos son los agujeros negros, en cuyo horizonte de eventos dejan de operar todas las leyes de la física que conocemos, incluida la teoría de Einstein. ¿No es maravilloso? Además, la conjetura sobre la existencia de agujeros negros se expresó mucho antes del nacimiento del propio Einstein.
En 1783 se produjo un aumento significativo de la actividad científica en Inglaterra. En aquellos días, la ciencia iba de la mano de la religión, se llevaban bien y los científicos ya no eran considerados herejes. Además, los sacerdotes se dedicaban a la investigación científica. Uno de estos siervos de Dios fue el pastor inglés John Michell, quien no solo se planteó cuestiones de la vida, sino también tareas bastante científicas. Michell era un científico muy titulado: inicialmente fue profesor de matemáticas y lingüística antigua en una de las universidades, y luego fue admitido en la Royal Society de Londres por una serie de descubrimientos.
John Michell se ocupaba de la sismología, pero en su tiempo libre le gustaba pensar en lo eterno y el cosmos. Fue así como se le ocurrió la idea de que en algún lugar de las profundidades del Universo pueden existir cuerpos supermasivos con una gravedad tan poderosa que para vencer la fuerza gravitatoria de tal cuerpo es necesario moverse a una velocidad igual o igual a superior a la velocidad de la luz. Si aceptamos tal teoría como verdadera, ni siquiera la luz podrá desarrollar la segunda velocidad cósmica (la velocidad necesaria para superar la atracción gravitatoria del cuerpo que sale), por lo que dicho cuerpo permanecerá invisible a simple vista.
Michell llamó a su nueva teoría "estrellas oscuras", y al mismo tiempo trató de calcular la masa de tales objetos. Expresó su opinión al respecto en carta abierta Real Sociedad de Londres. Desafortunadamente, en esos días, tal investigación no era de particular valor para la ciencia, por lo que la carta de Michell fue enviada al archivo. Solo doscientos años después, en la segunda mitad del siglo XX, se encontró entre miles de otros registros cuidadosamente almacenados en la antigua biblioteca.
La primera evidencia científica de la existencia de agujeros negros
Después del lanzamiento de la Teoría General de la Relatividad de Einstein, matemáticos y físicos se propusieron seriamente resolver las ecuaciones presentadas por el científico alemán, que se suponía que nos dirían mucho sobre la estructura del Universo. El astrónomo alemán, físico Karl Schwarzschild decidió hacer lo mismo en 1916.
El científico, usando sus cálculos, llegó a la conclusión de que es posible la existencia de agujeros negros. También fue el primero en describir lo que luego se denominó la frase romántica "horizonte de eventos": un límite imaginario del espacio-tiempo en un agujero negro, después de cruzarlo llega un punto sin retorno. Nada escapa del horizonte de sucesos, ni siquiera la luz. Es más allá del horizonte de eventos que ocurre la llamada "singularidad", donde las leyes de la física que conocemos dejan de operar.
Continuando con el desarrollo de su teoría y resolviendo ecuaciones, Schwarzschild descubrió nuevos secretos de los agujeros negros para sí mismo y para el mundo. Así pudo calcular, únicamente en papel, la distancia desde el centro de un agujero negro, donde se concentra su masa, hasta el horizonte de sucesos. Schwarzschild llamó a esta distancia el radio gravitatorio.
A pesar de que matemáticamente las soluciones de Schwarzschild eran excepcionalmente correctas y no podían ser refutadas, la comunidad científica de principios del siglo XX no pudo aceptar de inmediato un descubrimiento tan impactante, y la existencia de agujeros negros fue descartada como una fantasía, que de vez en cuando. se manifestó en la teoría de la relatividad. Durante la siguiente década y media, el estudio del espacio para la presencia de agujeros negros fue lento, y solo unos pocos seguidores de la teoría del físico alemán se dedicaron a ello.
Estrellas que dan a luz a la oscuridad
Después de desarmar las ecuaciones de Einstein, llegó el momento de utilizar las conclusiones extraídas para comprender la estructura del Universo. En particular, en la teoría de la evolución de las estrellas. No es ningún secreto que nada en nuestro mundo dura para siempre. Incluso las estrellas tienen su propio ciclo de vida, aunque más largo que el de una persona.
Uno de los primeros científicos que se interesó seriamente en la evolución estelar fue el joven astrofísico Subramanyan Chandrasekhar, nativo de la India. En 1930, publicó un trabajo científico que describía la supuesta estructura interna estrellas y sus ciclos de vida.
Ya a principios del siglo XX, los científicos adivinaron un fenómeno como la contracción gravitacional (colapso gravitacional). En cierto punto de su vida, una estrella comienza a contraerse a un ritmo tremendo bajo la influencia de las fuerzas gravitatorias. Por regla general, esto sucede en el momento de la muerte de una estrella, sin embargo, con un colapso gravitacional, hay varias formas existencia continua pelota caliente
El supervisor de Chandrasekhar, Ralph Fowler, un físico teórico respetado en su época, sugirió que durante un colapso gravitacional, cualquier estrella se convierte en una más pequeña y más caliente: una enana blanca. Pero resultó que el estudiante "rompió" la teoría del maestro, que fue compartida por la mayoría de los físicos a principios del siglo pasado. Según el trabajo de un joven hindú, la muerte de una estrella depende de su masa inicial. Por ejemplo, solo aquellas estrellas cuya masa no supere 1,44 veces la masa del Sol pueden convertirse en enanas blancas. Este número se ha denominado límite de Chandrasekhar. Si la masa de la estrella excedió este límite, entonces muere de una manera completamente diferente. Bajo ciertas condiciones, tal estrella en el momento de la muerte puede renacer en una nueva estrella de neutrones, otro misterio del Universo moderno. La teoría de la relatividad, por otro lado, nos dice una opción más: la compresión de una estrella a valores ultra pequeños, y aquí comienza lo más interesante.
En 1932, en uno de revistas científicas aparece un artículo en el que el brillante físico de la URSS Lev Landau sugirió que durante el colapso una estrella supermasiva se comprime en un punto con un radio infinitesimal y una masa infinita. A pesar de que tal evento es muy difícil de imaginar desde el punto de vista de una persona no preparada, Landau no estaba lejos de la verdad. El físico también sugirió que, según la teoría de la relatividad, la gravedad en tal punto sería tan grande que comenzaría a distorsionar el espacio-tiempo.
A los astrofísicos les gustó la teoría de Landau y continuaron desarrollándola. En 1939, en América, gracias a los esfuerzos de dos físicos, Robert Oppenheimer y Hartland Sneijder, apareció una teoría que describe en detalle una estrella supermasiva en el momento del colapso. Como resultado de tal evento, debería haber aparecido un verdadero agujero negro. A pesar de la persuasión de los argumentos, los científicos continuaron negando la posibilidad de la existencia de tales cuerpos, así como la transformación de las estrellas en ellos. Incluso Einstein se distanció de esta idea, creyendo que la estrella no es capaz de transformaciones tan fenomenales. Otros físicos no fueron tacaños en sus declaraciones, llamando ridícula la posibilidad de tales eventos.
Sin embargo, la ciencia siempre llega a la verdad, solo hay que esperar un poco. Y así sucedió.
Los objetos más brillantes del universo.
Nuestro mundo es una colección de paradojas. A veces coexisten en él cosas cuya coexistencia desafía toda lógica. Por ejemplo, el término "agujero negro" no se asociará con persona normal con la expresión "increíblemente brillante", pero el descubrimiento de principios de los años 60 del siglo pasado permitió a los científicos considerar incorrecta esta afirmación.
Con la ayuda de telescopios, los astrofísicos lograron detectar objetos hasta ahora desconocidos en el cielo estrellado, que se comportaban de manera bastante extraña a pesar de que parecían estrellas ordinarias. Al estudiar estas extrañas luminarias, el científico estadounidense Martin Schmidt llamó la atención sobre su espectrografía, cuyos datos mostraron resultados diferentes a los de escanear otras estrellas. En pocas palabras, estas estrellas no eran como las otras a las que estamos acostumbrados.
De repente, Schmidt se dio cuenta y llamó la atención sobre el cambio del espectro en el rango rojo. Resultó que estos objetos están mucho más lejos de nosotros que las estrellas que estamos acostumbrados a ver en el cielo. Por ejemplo, el objeto observado por Schmidt estaba ubicado a dos mil quinientos millones de años luz de nuestro planeta, pero brillaba tan intensamente como una estrella a unos cien años luz de distancia. Resulta que la luz de uno de esos objetos es comparable al brillo de una galaxia entera. Este descubrimiento fue un verdadero avance en la astrofísica. El científico llamó a estos objetos "cuasi-estelares" o simplemente "quasar".
Martin Schmidt continuó estudiando nuevos objetos y descubrió que un brillo tan brillante puede ser causado por una sola razón: la acumulación. La acreción es el proceso de absorción de la materia circundante por un cuerpo supermasivo con la ayuda de la gravedad. El científico llegó a la conclusión de que en el centro de los cuásares hay un enorme agujero negro, que con una fuerza increíble atrae hacia sí la materia que lo rodea en el espacio. En el proceso de absorción de materia por el agujero, las partículas se aceleran a velocidades enormes y comienzan a brillar. La peculiar cúpula luminosa alrededor de un agujero negro se llama disco de acreción. Su visualización quedó bien demostrada en la película "Interstellar" de Christopher Nolan, que dio lugar a muchas preguntas "¿cómo puede brillar un agujero negro?".
Hasta la fecha, los científicos han encontrado miles de cuásares en el cielo estrellado. Estos objetos extraños e increíblemente brillantes se llaman los faros del universo. Nos permiten imaginar un poco mejor la estructura del cosmos y acercarnos al momento en el que todo comenzó.
A pesar de que los astrofísicos han estado obteniendo evidencia indirecta de la existencia de objetos invisibles supermasivos en el Universo durante muchos años, el término "agujero negro" no existió hasta 1967. Para evitar nombres complicados, el físico estadounidense John Archibald Wheeler propuso llamar a estos objetos "agujeros negros". ¿Por qué no? Hasta cierto punto son negros, porque no podemos verlos. Además, atraen todo, puedes caer en ellos, como en un agujero real. Y salir de ese lugar de acuerdo con las leyes modernas de la física es simplemente imposible. Sin embargo, Stephen Hawking afirma que al viajar a través de un agujero negro, puedes ingresar a otro Universo, a otro mundo, y esto es esperanza.
Miedo al infinito
Debido al excesivo misterio y romantización de los agujeros negros, estos objetos se han convertido en una verdadera historia de terror entre la gente. A la prensa amarilla le encanta especular sobre el analfabetismo de la población, dando historias asombrosas sobre cómo un enorme agujero negro se desplaza hacia nuestra Tierra, que en cuestión de horas se tragará el sistema solar, o simplemente emite ondas de gas tóxico hacia nuestro planeta. planeta.
Especialmente popular es el tema de la destrucción del planeta con la ayuda del Gran Colisionador de Hadrones, que se construyó en Europa en 2006 en el territorio del Consejo Europeo de Investigación Nuclear (CERN). La ola de pánico comenzó como una broma estúpida de alguien, pero creció como una bola de nieve. Alguien comenzó el rumor de que se podría formar un agujero negro en el acelerador de partículas del colisionador, que se tragaría nuestro planeta por completo. Por supuesto, la gente indignada comenzó a exigir la prohibición de los experimentos en el LHC, temiendo tal resultado. Las demandas comenzaron a llegar a la Corte Europea exigiendo cerrar el colisionador y castigar a los científicos que lo crearon con todo el peso de la ley.
De hecho, los físicos no niegan que cuando las partículas chocan en el Gran Colisionador de Hadrones, pueden aparecer objetos similares en propiedades a los agujeros negros, pero su tamaño está al nivel de los tamaños de partículas elementales, y tales "agujeros" existen por tan poco tiempo. que ni siquiera podemos registrar su ocurrencia.
Uno de los principales expertos que está tratando de disipar la ola de ignorancia frente a las personas es Stephen Hawking, el famoso físico teórico, quien, además, es considerado un verdadero "gurú" con respecto a los agujeros negros. Hawking demostró que los agujeros negros no siempre absorben la luz que aparece en los discos de acreción, y parte de ella se dispersa en el espacio. Este fenómeno se ha denominado radiación de Hawking o evaporación del agujero negro. Hawking también estableció una relación entre el tamaño de un agujero negro y la tasa de su "evaporación": cuanto más pequeño es, menos existe en el tiempo. Y esto significa que todos los oponentes del Gran Colisionador de Hadrones no deben preocuparse: los agujeros negros no podrán existir ni por una millonésima de segundo.
Teoría no demostrada en la práctica
Desafortunadamente, las tecnologías de la humanidad en esta etapa de desarrollo no nos permiten probar la mayoría de las teorías desarrolladas por astrofísicos y otros científicos. Por un lado, la existencia de agujeros negros se demuestra de manera bastante convincente en papel y se deduce mediante fórmulas en las que todo convergía con todas las variables. Por otro lado, en la práctica, aún no hemos logrado ver un agujero negro real con nuestros propios ojos.
A pesar de todas las discrepancias, los físicos sugieren que en el centro de cada una de las galaxias hay un agujero negro supermasivo, que junta estrellas en cúmulos con su gravedad y te hace viajar por el Universo en una gran y amigable compañía. En nuestra galaxia, la Vía Láctea, según diversas estimaciones, hay de 200 a 400 mil millones de estrellas. Todas estas estrellas giran alrededor de algo que tiene una masa enorme, alrededor de algo que no podemos ver con un telescopio. Lo más probable es que sea un agujero negro. ¿Debería tener miedo? - No, al menos no en los próximos miles de millones de años, pero podemos hacer otra película interesante sobre ella.
Historia de los agujeros negros
alexey levin
El pensamiento científico a veces no construye objetos con propiedades tan paradójicas que incluso los científicos más astutos al principio se nieguen a reconocerlos. El ejemplo más evidente en la historia de la física moderna es la falta de interés a largo plazo por los agujeros negros, estados extremos del campo gravitatorio predichos hace casi 90 años. Durante mucho tiempo se consideraron una abstracción puramente teórica, y recién en las décadas de 1960 y 1970 se llegó a creer en su realidad. Sin embargo, la ecuación básica de la teoría de los agujeros negros se derivó hace más de doscientos años.
La percepción de John Michell
El nombre de John Michell, físico, astrónomo y geólogo, profesor de la Universidad de Cambridge y pastor de la Iglesia de Inglaterra, se perdió completamente inmerecidamente entre las estrellas de la ciencia inglesa del siglo XVIII. Michell sentó las bases de la sismología, la ciencia de los terremotos, realizó un excelente estudio del magnetismo y mucho antes de que Coulomb inventara la balanza de torsión, que utilizó para las mediciones gravimétricas. En 1783, intentó combinar dos de las grandes creaciones de Newton, la mecánica y la óptica. Newton consideraba que la luz era una corriente de partículas diminutas. Michell sugirió que los corpúsculos ligeros, como la materia ordinaria, obedecen las leyes de la mecánica. La consecuencia de esta hipótesis resultó ser muy no trivial: los cuerpos celestes pueden convertirse en trampas para la luz.
¿Cómo pensó Michell? Una bala de cañón disparada desde la superficie de un planeta superará por completo su gravedad solo si su velocidad inicial excede lo que ahora se llama segunda velocidad espacial y velocidad de escape. Si la gravedad del planeta es tan fuerte que la velocidad de escape supera la velocidad de la luz, los corpúsculos de luz disparados al cenit no podrán escapar al infinito. Lo mismo ocurrirá con la luz reflejada. Por tanto, para un observador muy distante, el planeta será invisible. Michell calculó el valor crítico del radio de tal planeta, Rcr, en función de su masa, M, reducida a la masa de nuestro Sol, Ms: Rcr = 3 km x M/Ms.
John Michell creía en sus fórmulas y suponía que las profundidades del espacio esconden muchas estrellas que no se pueden ver desde la Tierra con ningún telescopio. Posteriormente, el gran matemático, astrónomo y físico francés Pierre Simon Laplace llegó a la misma conclusión y la incluyó tanto en la primera (1796) como en la segunda (1799) ediciones de su Exposición del Sistema del Mundo. Pero la tercera edición se publicó en 1808, cuando la mayoría de los físicos ya consideraban que la luz eran vibraciones del éter. La existencia de estrellas "invisibles" contradecía la teoría ondulatoria de la luz, y Laplace pensó que era mejor no mencionarlas. En épocas posteriores, esta idea fue considerada una curiosidad, digna de exposición sólo en trabajos de historia de la física.
modelo schwarzschild
En noviembre de 1915, Albert Einstein publicó una teoría de la gravedad, a la que llamó teoría general de la relatividad (GR). Este trabajo encontró inmediatamente un lector agradecido en la persona de su colega de la Academia de Ciencias de Berlín, Karl Schwarzschild. Fue Schwarzschild quien fue el primero en el mundo en aplicar la relatividad general para resolver un problema astrofísico específico, para calcular la métrica del espacio-tiempo fuera y dentro de un cuerpo esférico que no gira (para ser concretos, lo llamaremos estrella).
De los cálculos de Schwarzschild se deduce que la gravedad de una estrella no distorsiona mucho la estructura newtoniana del espacio y el tiempo sólo si su radio es mucho mayor que el valor mismo que calculó John Michell. Este parámetro primero se llamó radio de Schwarzschild y ahora se llama radio gravitacional. Según la relatividad general, la gravedad no afecta la velocidad de la luz, pero reduce la frecuencia de las vibraciones de la luz en la misma proporción en que ralentiza el tiempo. Si el radio de una estrella es 4 veces mayor que el radio gravitacional, entonces el flujo de tiempo en su superficie se ralentiza en un 15% y el espacio adquiere una curvatura notable. Con doble exceso, se dobla más y el tiempo atrasa su marcha en un 41%. Cuando se alcanza el radio gravitacional, el tiempo en la superficie de la estrella se detiene por completo (todas las frecuencias se ponen a cero, la radiación se congela y la estrella se apaga), pero la curvatura del espacio sigue siendo finita. Lejos del sol, la geometría sigue siendo euclidiana y el tiempo no cambia de velocidad.
A pesar de que los valores del radio gravitacional de Michell y Schwarzschild son los mismos, los modelos en sí no tienen nada en común. Para Michell, el espacio y el tiempo no cambian, pero la luz se ralentiza. Una estrella cuyas dimensiones son más pequeñas que su radio gravitatorio continúa brillando, pero solo es visible para un observador no muy lejano. Para Schwarzschild, la velocidad de la luz es absoluta, pero la estructura del espacio y el tiempo depende de la gravedad. Una estrella que ha caído bajo el radio gravitacional desaparece para cualquier observador, sin importar dónde se encuentre (más precisamente, puede ser detectada por efectos gravitatorios, pero de ninguna manera por radiación).
De la incredulidad a la afirmación
Schwarzschild y sus contemporáneos creían que estos extraños objetos cósmicos no existen en la naturaleza. El propio Einstein no solo se adhirió a este punto de vista, sino que también creyó erróneamente que logró fundamentar matemáticamente su opinión.
En la década de 1930, un joven astrofísico indio, Chandrasekhar, demostró que una estrella que ha gastado su combustible nuclear pierde su caparazón y se convierte en una enana blanca que se enfría lentamente solo si su masa es inferior a 1,4 masas solares. Pronto, el estadounidense Fritz Zwicky supuso que en las explosiones de supernova surgen cuerpos extremadamente densos de materia neutrónica; Más tarde, Lev Landau llegó a la misma conclusión. Después del trabajo de Chandrasekhar, era obvio que solo las estrellas con una masa superior a 1,4 masas solares podían experimentar tal evolución. Por lo tanto, surgió una pregunta natural: ¿existe un límite de masa superior para las supernovas que dejan las estrellas de neutrones?
A fines de la década de 1930, el futuro padre de la bomba atómica estadounidense, Robert Oppenheimer, estableció que tal límite sí existe y no supera varias masas solares. No fue posible entonces dar una evaluación más precisa; ahora se sabe que las masas de las estrellas de neutrones deben estar en el rango de 1,5 a 3 M s . Pero incluso de los cálculos aproximados de Oppenheimer y su estudiante de posgrado George Volkov, se deduce que los descendientes más masivos de las supernovas no se convierten en estrellas de neutrones, sino que pasan a otro estado. En 1939, Oppenheimer y Hartland Snyder demostraron en un modelo idealizado que una estrella masiva que colapsa se contrae en su radio gravitacional. De sus fórmulas, de hecho, se deduce que la estrella no se detiene allí, pero los coautores se abstuvieron de una conclusión tan radical.
La respuesta final se encontró en la segunda mitad del siglo XX gracias a los esfuerzos de toda una galaxia de brillantes físicos teóricos, incluidos los soviéticos. Resultó que tal colapso siempre comprime la estrella "hasta el tope", destruyendo completamente su sustancia. Como resultado, surge una singularidad, un "superconcentrado" del campo gravitatorio, encerrado en un volumen infinitamente pequeño. Para un agujero fijo, este es un punto, para un agujero giratorio, un anillo. La curvatura del espacio-tiempo y, en consecuencia, la fuerza de gravedad cerca de la singularidad tienden al infinito. A fines de 1967, el físico estadounidense John Archibald Wheeler fue el primero en llamar a ese colapso estelar final un agujero negro. El nuevo término enamoró a los físicos y deleitó a los periodistas que lo difundieron por el mundo (aunque a los franceses no les gustó al principio, porque la expresión trou noir sugería dudosas asociaciones).
Allí, más allá del horizonte
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Un agujero negro no es ni materia ni radiación. En sentido figurado, podemos decir que se trata de un campo gravitatorio autosuficiente, concentrado en una región del espacio-tiempo muy curvada. Su límite exterior está definido por una superficie cerrada, el horizonte de sucesos. Si la estrella no giraba antes del colapso, esta superficie resulta ser una esfera regular, cuyo radio coincide con el radio de Schwarzschild.
significado físico el horizonte es muy claro. Una señal de luz enviada desde su vecindad exterior puede viajar una distancia infinita. Pero las señales enviadas desde la región interior no solo no cruzarán el horizonte, sino que inevitablemente "caerán" en la singularidad. El horizonte es un límite espacial entre los eventos que pueden llegar a ser conocidos por los astrónomos terrestres (y cualquier otro) y los eventos cuya información no saldrá a la luz bajo ninguna circunstancia.
Como debe ser "según Schwarzschild", lejos del horizonte, la atracción de un agujero es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, por lo tanto, para un observador distante, se manifiesta como un cuerpo pesado ordinario. Además de la masa, el agujero hereda el momento de inercia de la estrella colapsada y su carga eléctrica. Y todas las demás características de la estrella predecesora (estructura, composición, tipo espectral, etc.) quedan en el olvido.
Enviemos una sonda al hoyo con una estación de radio que envíe una señal una vez por segundo según el tiempo a bordo. Para un observador distante, a medida que la sonda se acerca al horizonte, los intervalos de tiempo entre las señales aumentarán, en principio, indefinidamente. Tan pronto como el barco cruce el horizonte invisible, estará completamente en silencio para el mundo "sobre el agujero". Sin embargo, esta desaparición no quedará sin rastro, ya que la sonda le dará al agujero su masa, carga y par.
radiación de agujero negro
Todos los modelos anteriores se construyeron exclusivamente sobre la base de la relatividad general. Sin embargo, nuestro mundo se rige por las leyes de la mecánica cuántica, que no ignoran los agujeros negros. Estas leyes no nos permiten considerar la singularidad central como un punto matemático. En un contexto cuántico, su diámetro viene dado por la longitud de Planck-Wheeler, aproximadamente igual a 10-33 centímetros. En esta región, el espacio ordinario deja de existir. En general, se acepta que el centro del agujero está lleno de varias estructuras topológicas que aparecen y mueren de acuerdo con las leyes probabilísticas cuánticas. Las propiedades de tal cuasi-espacio burbujeante, que Wheeler llamó espuma cuántica, aún no se conocen bien.
La presencia de una singularidad cuántica está directamente relacionada con el destino de los cuerpos materiales que caen en las profundidades de un agujero negro. Al acercarse al centro del agujero, cualquier objeto hecho de materiales actualmente conocidos será aplastado y desgarrado por las fuerzas de las mareas. Sin embargo, incluso si los futuros ingenieros y tecnólogos crean algunas aleaciones y compuestos súper fuertes con propiedades inauditas hoy en día, todos están condenados a desaparecer de todos modos: después de todo, en la zona de singularidad no hay ni tiempo familiar ni espacio familiar.
Ahora miremos el horizonte del agujero a través de una lente mecánica cuántica. El espacio vacío, el vacío físico, de hecho no está vacío. Debido a las fluctuaciones cuánticas de varios campos en el vacío, muchas partículas virtuales nacen y mueren continuamente. Dado que la gravedad cerca del horizonte es muy fuerte, sus fluctuaciones crean estallidos gravitacionales extremadamente fuertes. Cuando se aceleran en tales campos, las "virtuales" recién nacidas adquieren energía adicional y, a veces, se convierten en partículas normales de larga vida.
Las partículas virtuales siempre nacen en pares que se mueven en direcciones opuestas (esto es requerido por la ley de conservación del momento). Si una fluctuación gravitatoria extrae un par de partículas del vacío, puede suceder que una de ellas se materialice fuera del horizonte y la segunda (antipartícula de la primera), dentro. La partícula "interna" caerá en el agujero, pero la partícula "externa" puede escapar en condiciones favorables. Como resultado, el agujero se convierte en una fuente de radiación y, por lo tanto, pierde energía y, en consecuencia, masa. Por lo tanto, los agujeros negros son fundamentalmente inestables.
Este fenómeno se llama efecto Hawking, en honor al notable físico teórico inglés que lo descubrió a mediados de la década de 1970. Stephen Hawking, en particular, demostró que el horizonte de un agujero negro emite fotones exactamente de la misma manera que un cuerpo absolutamente negro calentado a una temperatura de T = 0,5 x 10 -7 x M s /M. De ello se deduce que a medida que el agujero se vuelve más delgado, aumenta su temperatura y, por supuesto, aumenta la "evaporación". Este proceso es extremadamente lento y la vida útil de un agujero de masa M es de aproximadamente 10 65 x (M/M s) 3 años. Cuando su tamaño se vuelve igual a la longitud Planck-Wheeler, el agujero pierde estabilidad y explota, liberando la misma energía que la explosión simultánea de un millón de bombas de hidrógeno de diez megatones. Curiosamente, la masa del agujero en el momento de su desaparición sigue siendo bastante grande, 22 microgramos. Según algunos modelos, el agujero no desaparece sin dejar rastro, sino que deja una reliquia estable de la misma masa, el llamado maximon.
Maximón nació hace 40 años, como término y como idea física. En 1965, el académico M. A. Markov sugirió que existe un límite superior para la masa de las partículas elementales. Sugirió que este valor límite se considere el valor de la dimensión de la masa, que se puede combinar a partir de tres constantes físicas fundamentales: la constante h de Planck, la velocidad de la luz C y la constante gravitacional G (para los amantes de los detalles: para hacer esto, necesita multiplicar h y C, dividir el resultado por G y extraer la raíz cuadrada). Estos son los mismos 22 microgramos que se mencionan en el artículo, este valor se llama masa de Planck. A partir de las mismas constantes, se puede construir un valor con la dimensión de longitud (saldrá la longitud de Planck-Wheeler, 10 -33 cm) y con la dimensión de tiempo (10 -43 seg).
Markov fue más allá en su razonamiento. Según sus hipótesis, la evaporación de un agujero negro conduce a la formación de un "residuo seco": un maximon. Markov llamó a tales estructuras agujeros negros elementales. Hasta qué punto esta teoría corresponde a la realidad es todavía una pregunta abierta. En cualquier caso, se han revivido análogos de los maximones de Markov en algunos modelos de agujeros negros basados en la teoría de supercuerdas.
profundidades del espacio
Los agujeros negros no están prohibidos por las leyes de la física, pero ¿existen en la naturaleza? Todavía no se ha encontrado evidencia absolutamente estricta de la presencia en el espacio de al menos uno de esos objetos. Sin embargo, es muy probable que en algunos sistemas binarios las fuentes de rayos X sean agujeros negros de origen estelar. Esta radiación debería surgir como resultado de la succión de la atmósfera de una estrella ordinaria por el campo gravitatorio de un agujero vecino. El gas durante su movimiento hacia el horizonte de eventos se calienta fuertemente y emite cuantos de rayos X. Al menos dos docenas de fuentes de rayos X ahora se consideran candidatas adecuadas para el papel de los agujeros negros. Además, las estadísticas estelares sugieren que hay alrededor de diez millones de agujeros de origen estelar solo en nuestra galaxia.
Los agujeros negros también pueden formarse en el proceso de condensación gravitacional de la materia en los núcleos galácticos. Es así como surgen gigantescos agujeros con una masa de millones y miles de millones de masas solares que, con toda probabilidad, se encuentran en muchas galaxias. Aparentemente, en el centro de la Vía Láctea, cubierto de nubes de polvo, hay un agujero con una masa de 3 a 4 millones de masas solares.
Stephen Hawking llegó a la conclusión de que los agujeros negros de masa arbitraria podrían nacer inmediatamente después del Big Bang, que dio origen a nuestro Universo. Los agujeros primarios que pesan hasta mil millones de toneladas ya se han evaporado, pero los más pesados aún pueden esconderse en las profundidades del espacio y, a su debido tiempo, establecer fuegos artificiales cósmicos en forma de poderosos destellos de radiación gamma. Sin embargo, tales explosiones nunca se han observado hasta ahora.
fábrica de agujeros negros
Pero, ¿es posible dispersar las partículas en el acelerador a una energía tan alta que su colisión daría lugar a un agujero negro? A primera vista, esta idea es simplemente una locura: la explosión del agujero destruirá toda la vida en la Tierra. Además, es técnicamente inviable. Si la masa mínima de un agujero es de 22 microgramos, entonces en unidades de energía es de 10 28 electronvoltios. Este umbral es 15 órdenes de magnitud superior a la capacidad del acelerador más potente del mundo, el Gran Colisionador de Hadrones (LHC), que se lanzará en el CERN en 2007.
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Sin embargo, es posible que la estimación estándar de la masa mínima de un agujero esté significativamente sobreestimada. En cualquier caso, esto es lo que dicen los físicos que desarrollan la teoría de las supercuerdas, que incluye la teoría cuántica de la gravedad (aunque lejos de ser completa). Según esta teoría, el espacio no tiene tres dimensiones, sino al menos nueve. No notamos las dimensiones extra, porque están enlazadas en una escala tan pequeña que nuestros instrumentos no las perciben. Sin embargo, la gravedad es omnipresente, penetra en dimensiones ocultas. En tres dimensiones, la fuerza de gravedad es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia, y en nueve dimensiones es la octava potencia. Por tanto, en un mundo multidimensional, la intensidad del campo gravitatorio aumenta mucho más rápido al disminuir la distancia que en uno tridimensional. En este caso, la longitud de Planck aumenta muchas veces y la masa mínima del agujero cae bruscamente.
La teoría de cuerdas predice que un agujero negro con una masa de solo 10 a 20 g puede nacer en un espacio de nueve dimensiones. La masa relativista calculada de los protones acelerados en el superacelerador del CERN es aproximadamente la misma. Según el escenario más optimista, podrá producir un agujero cada segundo, que vivirá durante unos 10-26 segundos. En el proceso de su evaporación nacerán todo tipo de partículas elementales, que serán fáciles de registrar. La desaparición del agujero dará lugar a la liberación de energía y, que no es suficiente ni para calentar un microgramo de agua por milésima de grado. Por lo tanto, existe la esperanza de que el LHC se convierta en una fábrica de agujeros negros inofensivos. Si estos modelos son correctos, entonces los detectores de rayos cósmicos orbitales de nueva generación también podrán detectar tales agujeros.
Todo lo anterior se aplica a los agujeros negros estacionarios. Mientras tanto, hay agujeros giratorios que tienen un montón de propiedades interesantes. Los resultados del análisis teórico de la radiación de los agujeros negros también llevaron a un replanteamiento serio del concepto de entropía, que también merece una discusión por separado.
Súper volantes espaciales
Los agujeros negros estáticos y eléctricamente neutros, de los que hablamos, no son en absoluto típicos del mundo real. Las estrellas que colapsan tienden a girar y también pueden cargarse eléctricamente.
El teorema de la cabeza calva
Los agujeros gigantes en los núcleos galácticos, con toda probabilidad, se forman a partir de los centros primarios de condensación gravitacional: un solo agujero "después de la estrella" o varios agujeros que se han fusionado como resultado de colisiones. Tales agujeros de semillas tragan estrellas cercanas y gas interestelar y, por lo tanto, aumentan su masa muchas veces. La materia que cae por debajo del horizonte nuevamente tiene una carga eléctrica (las partículas de polvo y gas cósmico se ionizan fácilmente) y un momento de rotación (la caída se produce con un giro, en espiral). En cualquier proceso físico, el momento de inercia y la carga se conservan y, por lo tanto, es natural suponer que la formación de agujeros negros no es una excepción.
Pero una declaración aún más fuerte es cierta, caso especial que fue formulado en la primera parte del artículo (ver A. Levin, The Amazing History of Black Holes, Popular Mechanics No. 11, 2005). Cualesquiera que sean los ancestros de un agujero negro macroscópico, recibe de ellos solo masa, momento de rotación y carga eléctrica. En palabras de John Wheeler, "Un agujero negro no tiene pelo". Sería más correcto decir que no más de tres "pelos" cuelgan del horizonte de cualquier agujero, lo que fue probado por los esfuerzos combinados de varios físicos teóricos en la década de 1970. Es cierto que una carga magnética también debe conservarse en un agujero, cuyos portadores hipotéticos, los monopolos magnéticos, fueron predichos por Paul Dirac en 1931. Sin embargo, estas partículas aún no se han descubierto, y es demasiado pronto para hablar del cuarto "cabello". En principio, puede haber "pelos" adicionales asociados con los campos cuánticos, pero en un agujero macroscópico son completamente invisibles.
y sin embargo se vuelven
Si se recarga una estrella estática, la métrica del espacio-tiempo cambiará, pero el horizonte de eventos seguirá siendo esférico. Sin embargo, los agujeros negros estelares y galácticos, por varias razones, no pueden transportar una gran carga, por lo que este caso no es muy interesante desde el punto de vista de la astrofísica. Pero la rotación del agujero conlleva consecuencias más graves. Primero, la forma del horizonte cambia. Las fuerzas centrífugas la comprimen a lo largo del eje de rotación y la estiran en el plano del ecuador, de modo que la esfera se transforma en algo parecido a un elipsoide. En esencia, con el horizonte sucede lo mismo que con cualquier cuerpo en rotación, en particular, con nuestro planeta; después de todo, el radio ecuatorial de la Tierra es 21,5 km más largo que el polar. En segundo lugar, la rotación reduce las dimensiones lineales del horizonte. Recuerde que el horizonte es la línea divisoria entre eventos que pueden o no enviar señales a mundos distantes. Si la gravedad del agujero cautiva los cuantos de luz, entonces las fuerzas centrífugas, por el contrario, contribuyen a su escape al espacio exterior. Por lo tanto, el horizonte de un agujero en rotación debe ubicarse más cerca de su centro que el horizonte de una estrella estática con la misma masa.
Pero eso no es todo. El agujero en su rotación arrastra consigo el espacio circundante. En las inmediaciones del agujero, el arrastre es completo; en la periferia, se debilita gradualmente. Por lo tanto, el horizonte del agujero está inmerso en una región especial del espacio: la ergosfera. El límite de la ergosfera toca el horizonte en los polos y se aleja más de él en el plano del ecuador. En esta superficie, la velocidad de arrastre del espacio es igual a la velocidad de la luz; en su interior es mayor que la velocidad de la luz, y en el exterior es menor. Por lo tanto, cualquier cuerpo material, ya sea una molécula de gas, una partícula de polvo cósmico o una sonda de reconocimiento, cuando entre en la ergosfera, seguramente comenzará a girar alrededor del agujero, y en la misma dirección que ella.
Generadores de estrellas
La presencia de una ergosfera, en principio, hace posible utilizar un agujero como fuente de energía. Deja que algún objeto penetre en la ergosfera y se rompa allí en dos fragmentos. ¡Puede resultar que uno de ellos caiga bajo el horizonte y el otro abandone la ergosfera, y su energía cinética exceda la energía inicial de todo el cuerpo! La ergosfera también tiene la capacidad de amplificar la radiación electromagnética que incide sobre ella y se vuelve a dispersar en el espacio (este fenómeno se denomina superradiación).
Sin embargo, la ley de conservación de la energía es inquebrantable: las máquinas de movimiento perpetuo no existen. Cuando un agujero energiza una partícula o radiación, su propia energía de rotación disminuye. El supervolante espacial se ralentiza gradualmente y, al final, incluso puede detenerse. Se ha calculado que hasta un 29% de la masa del agujero se puede convertir en energía de esta forma. Más eficiente que este proceso es solo la aniquilación de la materia y la antimateria, ya que en este caso la masa se convierte completamente en radiación. Pero el combustible termonuclear solar se quema con una eficiencia mucho menor: alrededor del 0,6%.
En consecuencia, un agujero negro que gira rápidamente es casi un generador de energía ideal para las supercivilizaciones cósmicas (si, por supuesto, las hay). En cualquier caso, la naturaleza lleva utilizando este recurso desde tiempos inmemoriales. Los cuásares, las "estaciones de radio" cósmicas más poderosas (fuentes de ondas electromagnéticas), se alimentan de la energía de gigantescos agujeros giratorios ubicados en los núcleos de las galaxias. Esta hipótesis fue propuesta por Edwin Salpeter y Yakov Zel'dovich en 1964, y desde entonces se ha vuelto generalmente aceptada. La materia que se acerca al agujero forma una estructura similar a un anillo, el llamado disco de acreción. Dado que el espacio cercano al agujero está fuertemente torcido por su rotación, la zona interior del disco se mantiene en el plano ecuatorial y se asienta lentamente hacia el horizonte de sucesos. El gas en esta zona se calienta fuertemente por la fricción interna y genera rayos infrarrojos, de luz, ultravioleta y rayos X, ya veces incluso rayos gamma. Los cuásares también emiten emisiones de radio no térmicas, que se deben principalmente al efecto de sincrotrón.
Entropía muy superficial
El teorema de la calva oculta un escollo muy insidioso. Una estrella que colapsa es un montón de gas supercaliente comprimido por fuerzas gravitatorias. Cuanto mayor sea la densidad y la temperatura del plasma estelar, menos orden y más caos en él. El grado de caos se expresa mediante una cantidad física muy específica: la entropía. Con el tiempo, la entropía de cualquier objeto aislado aumenta; esta es la esencia de la segunda ley de la termodinámica. La entropía de una estrella antes del inicio del colapso es prohibitivamente alta, y la entropía de un agujero parece ser extremadamente pequeña, ya que solo se necesitan tres parámetros para describir un agujero de forma única. ¿Se viola la segunda ley de la termodinámica en el curso del colapso gravitacional?
¿No es posible asumir que durante la transformación de una estrella en una supernova, su entropía es arrastrada junto con la capa expulsada? Lamentablemente no. Primero, la masa del caparazón no se puede comparar con la masa de la estrella, por lo que la pérdida de entropía será pequeña. En segundo lugar, es fácil llegar a una "refutación" mental aún más convincente de la segunda ley de la termodinámica. Deje que un cuerpo de temperatura distinta de cero, que posee cierta entropía, caiga en la zona de atracción de un agujero ya preparado. Habiendo caído bajo el horizonte de eventos, desaparecerá junto con sus reservas de entropía, y la entropía del agujero, aparentemente, no aumentará en absoluto. Es tentador afirmar que la entropía del extraterrestre no desaparece, sino que se transfiere al interior del agujero, pero esto es solo un truco verbal. Las leyes de la física se llevan a cabo en el mundo accesible para nosotros y nuestros dispositivos, y el área bajo el horizonte de eventos para cualquier observador externo es terra incognita.
Esta paradoja fue resuelta por el estudiante graduado de Wheeler, Jacob Beckenstein. La termodinámica tiene un recurso intelectual muy poderoso: el estudio teórico de los motores térmicos ideales. Beckenstein ideó un dispositivo mental que transforma el calor en trabajo útil utilizando el agujero negro como calentador. Usando este modelo, calculó la entropía de un agujero negro, que resultó ser proporcional al área del horizonte de eventos. Esta área es proporcional al cuadrado del radio del agujero, que, recordemos, es proporcional a su masa. Al capturar cualquier objeto externo, la masa del agujero aumenta, el radio se alarga, el área del horizonte aumenta y, en consecuencia, aumenta la entropía. Los cálculos han demostrado que la entropía de un agujero que se ha tragado un objeto alienígena supera la entropía total de este objeto y el agujero antes de que se encuentren. De manera similar, la entropía de una estrella que colapsa es muchos órdenes de magnitud menor que la entropía de un agujero sucesor. De hecho, del razonamiento de Beckenstein se deduce que la superficie de un agujero tiene una temperatura distinta de cero y, por lo tanto, simplemente debe emitir fotones térmicos (y, si se calienta lo suficiente, otras partículas). Sin embargo, Beckenstein no se atrevió a llegar tan lejos (este paso lo dio Stephen Hawking).
¿A qué hemos llegado? Pensar en los agujeros negros no solo deja inquebrantable la segunda ley de la termodinámica, sino que permite enriquecer el concepto de entropía. La entropía de un cuerpo físico ordinario es más o menos proporcional a su volumen, y la entropía de un agujero es proporcional a la superficie del horizonte. Se puede demostrar estrictamente que es mayor que la entropía de cualquier objeto material con las mismas dimensiones lineales. Esto significa que máximo¡la entropía de un área cerrada del espacio está determinada únicamente por el área de su límite exterior! Como vemos, el análisis teórico de las propiedades de los agujeros negros nos permite sacar conclusiones muy profundas de carácter físico general.
Mirando a las profundidades del universo
¿Cómo es la búsqueda de agujeros negros en las profundidades del espacio? Popular Mechanics le hizo esta pregunta al famoso astrofísico, profesor de la Universidad de Harvard, Ramesh Narayan.
“El descubrimiento de los agujeros negros debe considerarse uno de los mayores logros de la astronomía y la astrofísica modernas. En las últimas décadas, se han identificado miles de fuentes de rayos X en el espacio, cada una de las cuales consiste en una estrella normal y un objeto no luminoso muy pequeño rodeado por un disco de acreción. Los cuerpos oscuros, cuyas masas oscilan entre una masa y media y tres masas solares, son probablemente estrellas de neutrones. Sin embargo, entre estos objetos invisibles hay al menos dos docenas de candidatos casi al cien por cien para el papel de agujero negro. Además, los científicos han llegado al consenso de que al menos dos agujeros negros gigantes se esconden en los núcleos galácticos. Uno de ellos está en el centro de nuestra Galaxia; según la publicación del año pasado de astrónomos de EE. UU. y Alemania, su masa es de 3,7 millones de masas solares (M s). Hace unos años, mis colegas del Centro Astrofísico Harvard-Smithsonian, James Moran y Lincoln Greenhill, hicieron la principal contribución para pesar el agujero en el centro de la galaxia Seyfert NGC 4258, que arrastró 35 millones de M s. Con toda probabilidad, en los núcleos de muchas galaxias hay agujeros con una masa de un millón a varios miles de millones de M s .
Hasta el momento, no hay forma de fijar desde la Tierra una firma verdaderamente única de un agujero negro: la presencia de un horizonte de eventos. Sin embargo, ya sabemos cómo asegurarnos de su ausencia. El radio de una estrella de neutrones es de 10 kilómetros; el radio de los agujeros nacidos como resultado del colapso estelar es del mismo orden de magnitud. Sin embargo, una estrella de neutrones tiene una superficie sólida, mientras que un agujero no. La caída de materia sobre la superficie de una estrella de neutrones conlleva explosiones termonucleares, que dan lugar a destellos de rayos X periódicos de un segundo de duración. Y cuando el gas alcanza el horizonte del agujero negro, pasa por debajo y no se manifiesta como ninguna radiación. Por lo tanto, la ausencia de destellos cortos de rayos X es una poderosa confirmación de la naturaleza del agujero del objeto. Las dos docenas de sistemas binarios, que presumiblemente contienen agujeros negros, no emiten tales llamaradas.
Es imposible no admitir que ahora nos vemos obligados a contentarnos con pruebas negativas de la existencia de agujeros negros. Los objetos que declaramos agujeros no pueden ser otra cosa desde el punto de vista de los modelos teóricos generalmente aceptados. Para decirlo de otra manera, los consideramos agujeros únicamente porque no podemos considerarlos razonablemente como otra cosa. Espero que las próximas generaciones de astrónomos tengan un poco más de suerte”.
Se puede agregar a las palabras del profesor Narayan que los astrónomos han creído durante mucho tiempo en la realidad de la existencia de agujeros negros. Históricamente, el primer candidato confiable para esta posición fue el compañero oscuro de la supergigante azul muy brillante HDE 226868, a 6500 años luz de nosotros. Fue descubierto a principios de la década de 1970 en el sistema binario de rayos X Cygnus X-1. Según los últimos datos, su masa es de unos 20 M s. Vale la pena señalar que el 20 de septiembre de este año se publicaron datos que disiparon casi por completo las dudas sobre la realidad de otro agujero de escala galáctica, cuya existencia los astrónomos sospecharon por primera vez hace 17 años. Se encuentra en el centro de la galaxia M31, más conocida como la Nebulosa de Andrómeda. El Galaxy M31 es muy antiguo, tiene unos 12.000 millones de años. El agujero también es bastante grande: 140 millones de masas solares. Para el otoño de 2005, los astrónomos y astrofísicos finalmente se convencieron de la existencia de tres agujeros negros supermasivos y un par de docenas más de sus compañeros más modestos.
Veredicto de los teóricos
Popular Mechanics también pudo hablar con dos de los principales teóricos de la gravedad del mundo que han dedicado décadas a la investigación de agujeros negros. Les pedimos que enumeraran los más logros importantes en esta área. Esto es lo que nos dijo Kip Thorne, profesor de física teórica en el Instituto de Tecnología de California:
“Si hablamos de agujeros negros macroscópicos, que están bien descritos por las ecuaciones GR, entonces, en el campo de su teoría, los principales resultados se obtuvieron en los años 60-80 del siglo XX. Con respecto al trabajo reciente, el más interesante de ellos nos permitió comprender mejor los procesos que ocurren dentro de un agujero negro a medida que envejece. En los últimos años, se ha prestado una atención considerable a los modelos de agujeros negros en espacios multidimensionales, que aparecen naturalmente en la teoría de cuerdas. Pero estos estudios ya no se refieren a agujeros clásicos, sino cuánticos, que aún no han sido descubiertos. el resultado principal años recientes- confirmación astrofísica muy convincente de la realidad de la existencia de agujeros con una masa de varias masas solares, así como agujeros supermasivos en los centros de las galaxias. Hoy en día, ya no hay duda de que estos agujeros realmente existen y que conocemos bien los procesos de su formación.
Valery Frolov, alumno del académico Markov, profesor de la Universidad de Alberta, Canadá, respondió a la misma pregunta:
“En primer lugar, nombraría el descubrimiento de un agujero negro en el centro de nuestra galaxia. También son muy interesantes los estudios teóricos de agujeros en espacios con dimensiones adicionales, de los que se desprende la posibilidad del nacimiento de miniagujeros en experimentos sobre aceleradores-colisionadores y en los procesos de interacción de los rayos cósmicos con la materia terrestre. Recientemente, Stephen Hawking envió una preimpresión de un artículo que sugiere que la radiación térmica de un agujero negro devuelve completamente al mundo exterior información sobre el estado de los objetos que han caído bajo su horizonte. Anteriormente creía que esta información está desapareciendo de forma irreversible, pero ahora ha llegado a la conclusión contraria. Sin embargo, debe enfatizarse que este problema finalmente puede resolverse solo sobre la base de la teoría cuántica de la gravedad, que aún no se ha construido.
El trabajo de Hawking merece un comentario aparte. De los principios generales de la mecánica cuántica se sigue que ninguna información desaparece sin dejar rastro, excepto que pasa a una forma menos "legible". Sin embargo, los agujeros negros destruyen irreversiblemente la materia y, aparentemente, tratan la información con la misma dureza. En 1976, Hawking publicó un artículo donde apoyaba esta conclusión con un aparato matemático. Algunos teóricos estuvieron de acuerdo con él, otros no; en particular, los teóricos de cuerdas creían que la información era indestructible. El verano pasado, en una conferencia en Dublín, Hawking dijo que la información aún se almacena y sale de la superficie de un agujero que se evapora junto con la radiación térmica. En esta reunión, Hawking presentó solo un diagrama de sus nuevos cálculos, prometiendo publicarlos en su totalidad a su debido tiempo. Y ahora, como dijo Valery Frolov, este trabajo está disponible como preimpresión.
Finalmente, le pedimos al profesor Frolov que explique por qué considera que los agujeros negros son uno de los inventos más fantásticos del intelecto humano.
“Los astrónomos llevan mucho tiempo descubriendo objetos que no requerían ideas físicas esencialmente nuevas para comprender. Esto se aplica no solo a los planetas, estrellas y galaxias, sino también a cuerpos tan exóticos como las enanas blancas y las estrellas de neutrones. Pero un agujero negro es algo completamente diferente, es un avance hacia lo desconocido. Alguien dijo que su interior - El mejor lugar para acomodar el inframundo. El estudio de los agujeros, especialmente las singularidades, simplemente obliga al uso de conceptos y modelos no estándar que hasta hace poco prácticamente no se discutían en física, por ejemplo, la gravedad cuántica y la teoría de cuerdas. Aquí surgen muchos problemas, que son inusuales para la física, incluso dolorosos, pero, como ahora está claro, son absolutamente reales. Por lo tanto, el estudio de los agujeros requiere constantemente enfoques teóricos fundamentalmente nuevos, incluidos aquellos que están al borde de nuestro conocimiento del mundo físico”.
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