Agujero negro
Definición
Un agujero negro es una región del espaciotiempo que exhibe efectos gravitacionales tan fuertes que nada, ni siquiera las partículas y la radiación electromagnética, como la luz, pueden escapar del interior. La teoría de la relatividad general predice que una masa suficientemente compacta puede deformar el espacio-tiempo para formar un agujero negro. El límite de la región desde la cual no se puede escapar se llama horizonte de eventos. Aunque el horizonte de sucesos tiene un efecto enorme sobre el destino y las circunstancias de un objeto que lo cruza, no se observan características localmente detectables. En muchos sentidos, un agujero negro actúa como un cuerpo negro ideal, ya que no refleja la luz. Además, la teoría de campos cuánticos en el espacio-tiempo curvo predice que los horizontes de eventos emiten radiación de Hawking, con el mismo espectro que un cuerpo negro de una temperatura inversamente proporcional a su masa.Los objetos cuyos campos gravitacionales son demasiado fuertes para que escape la luz fueron considerados por primera vez en el siglo XVIII por John Michell y Pierre-Simon Laplace. La primera solución moderna de la relatividad general que caracterizaría un agujero negro fue hallada por Karl Schwarzschild en 1916, aunque su interpretación como una región del espacio de la que nada puede escapar fue publicada por primera vez por David Finkelstein en 1958. Los agujeros negros fueron considerados por mucho tiempo como matemáticos. curiosidad; Fue durante la década de 1960 que el trabajo teórico mostró que eran una predicción genérica de la relatividad general. El descubrimiento de estrellas de neutrones a fines de la década de 1960 despertó el interés en objetos compactos gravitacionalmente colapsados como una posible realidad astrofísica.
Se espera que se formen agujeros negros de masa estelar cuando las estrellas muy masivas colapsan al final de su ciclo de vida. Después de que se haya formado un agujero negro, puede seguir creciendo al absorber la masa de su entorno. Al absorber otras estrellas y fusionarse con otros agujeros negros, se pueden formar agujeros negros supermasivos de millones de masas solares ( M
☉ ). Existe un consenso general de que existen agujeros negros supermasivos en los centros de la mayoría de las galaxias.
☉ ). Existe un consenso general de que existen agujeros negros supermasivos en los centros de la mayoría de las galaxias.
A pesar de su interior invisible, la presencia de un agujero negro se puede inferir a través de su interacción con otra materia y con radiación electromagnética, como la luz visible. La materia que cae sobre un agujero negro puede formar un disco de acreción externo calentado por la fricción, formando algunos de los objetos más brillantes del universo. Si hay otras estrellas orbitando un agujero negro, sus órbitas pueden usarse para determinar la masa y ubicación del agujero negro. Tales observaciones se pueden usar para excluir posibles alternativas, como las estrellas de neutrones. De esta manera, los astrónomos han identificado numerosos candidatos estelares de agujeros negros en sistemas binarios, y establecieron que la fuente de radio conocida como Sagittarius A *, en el núcleo de nuestra propia Vía Láctea, contiene un agujero negro supermasivo de alrededor de 4.3 millones de masas solares.
El 11 de febrero de 2016, la colaboración LIGO anunció la primera detección de ondas gravitacionales, que también representó la primera observación de una fusión de agujeros negros. A partir de abril de 2018, se han observado seis eventos de ondas gravitacionales que se originaron por la fusión de los agujeros negros.
Historia
La idea de un cuerpo tan masivo que incluso la luz no podía escapar fue brevemente propuesto por el pionero astronómico y clérigo inglés John Michell en una carta publicada en noviembre de 1784. Los cálculos simplistas de Michell suponían que tal cuerpo podría tener la misma densidad que el Sol, y Concluyó que tal cuerpo se formaría cuando el diámetro de una estrella exceda al del Sol en un factor de 500, y la velocidad de escape de la superficie excede la velocidad usual de la luz. Michell señaló correctamente que tales cuerpos supermasivos pero no radiantes podrían ser detectables a través de sus efectos gravitacionales sobre los cuerpos visibles cercanos. Los estudiosos de la época se entusiasmaron inicialmente con la propuesta de que las estrellas gigantes pero invisibles pudieran estar escondidas a plena vista, pero el entusiasmo se redujo cuando la naturaleza ondulatoria de la luz se hizo evidente a principios del siglo XIX. Si la luz fuera una onda en lugar de un "corpúsculo", no quedó claro qué influencia de gravedad tendría, si la tuvé, sobre el escape de las ondas de luz. La relatividad moderna desacredita la noción de Michell de un rayo de luz que dispara directamente desde la superficie de una estrella supermasiva, siendo ralentizado por la gravedad de la estrella, deteniéndose y luego volviendo a caer libremente a la superficie de la estrella.
Relatividad general
En 1915, Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad general, ya que había demostrado anteriormente que la gravedad influye en el movimiento de la luz. Solo unos pocos meses después, Karl Schwarzschild encontró una solución a las ecuaciones de campo de Einstein, que describe el campo gravitatorio de una masa puntual y una masa esférica. Unos meses después de Schwarzschild, Johannes Droste, un estudiante de Hendrik Lorentz, de forma independiente dio la misma solución para la masa de puntos y escribió más extensamente acerca de sus propiedades. Esta solución tenía un comportamiento peculiar en lo que ahora se llama el radio de Schwarzschild, donde se hizo singular, lo que significa que algunos de los términos en las ecuaciones de Einstein se volvieron infinitos. La naturaleza de esta superficie no se entendía del todo en ese momento. En 1924, Arthur Eddington demostró que la singularidad desapareció después de un cambio de coordenadas (véanse las coordenadas de Eddington-Finkelstein), aunque hasta 1933 Georges Lemaître se dio cuenta de que esto significaba que la singularidad en el radio de Schwarzschild era una singularidad de coordenadas no físicas. Arthur Eddington sin embargo comentó sobre la posibilidad de una estrella con masa comprimida al radio de Schwarzschild en un libro de 1926, señalando que la teoría de Einstein nos permite descartar densidades demasiado grandes para estrellas visibles como Betelgeuse porque "una estrella de 250 millones de km de radio podría no es posible que tenga una densidad tan alta como el Sol. En primer lugar, la fuerza de la gravedad sería tan grande que la luz no podría escapar de ella, los rayos cayendo de nuevo a la estrella como una piedra a la tierra. el desplazamiento hacia el rojo de las líneas espectrales sería tan grande que el espectro desaparecería. En tercer lugar, la masa produciría tanta curvatura de la métrica espacio-tiempo que el espacio se cerraría alrededor de la estrella, dejándonos afuera (es decir, en ninguna parte) ".
En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculó, utilizando la relatividad especial, que un cuerpo no giratorio de electrón-degeneraba la materia por encima de cierta masa límite (ahora llamado límite de Chandrasekhar a 1,4 M ☉) no tiene soluciones estables. Sus argumentos fueron rechazados por muchos de sus contemporáneos como Eddington y Lev Landau, quienes argumentaron que algún mecanismo aún desconocido detendría el colapso. En parte eran correctos: una enana blanca un poco más masiva que el límite de Chandrasekhar colapsará en una estrella de neutrones, que a su vez es estable. Pero en 1939, Robert Oppenheimer y otros predijeron que las estrellas de neutrones por encima de otro límite (el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff) colapsarían aún más por las razones presentadas por Chandrasekhar, y concluyeron que ninguna ley física podría intervenir y detener al menos algunas las estrellas se colapsan a los agujeros negros. Sus cálculos originales, basados en el principio de exclusión de Pauli, lo dieron como 0.7 M ☉; la posterior consideración de una fuerte repulsión de neutrones neutrones mediada por la fuerza elevó la estimación a aproximadamente 1,5 M ☉ a 3,0 M ☉ . Las observaciones de la fusión de estrellas de neutrones GW170817, que se cree que generaron un agujero negro poco después, han refinado la estimación del límite de TOV a ~ 2,17 M ☉ .
Oppenheimer y sus coautores interpretaron la singularidad en el límite del radio de Schwarzschild como indicando que este era el límite de una burbuja en la que el tiempo se detenía. Este es un punto de vista válido para los observadores externos, pero no para los observadores que llegan. Debido a esta propiedad, las estrellas colapsadas se llamaron "estrellas congeladas", porque un observador externo vería la superficie de la estrella congelada en el tiempo en el momento en que su colapso lo lleva al radio de Schwarzschild.
edad de oro
En 1958, David Finkelstein identificó la superficie de Schwarzschild como un horizonte de sucesos, "una membrana unidireccional perfecta: las influencias causales pueden atravesarla en una sola dirección". Esto no contradecía estrictamente los resultados de Oppenheimer, sino que los extendía para incluir el punto de vista de los observadores que se acercaban. La solución de Finkelstein amplió la solución de Schwarzschild para el futuro de los observadores que caen en un agujero negro. Una extensión completa ya había sido encontrada por Martin Kruskal, quien fue impulsado a publicarla.
Estos resultados llegaron al comienzo de la edad de oro de la relatividad general, que estuvo marcada por la relatividad general y los agujeros negros se convirtieron en temas principales de investigación. Este proceso fue ayudado por el descubrimiento de púlsares en 1967, que, en 1969, se demostró que eran estrellas de neutrones que giraban rápidamente. Hasta ese momento, las estrellas de neutrones, como los agujeros negros, eran consideradas solo curiosidades teóricas; pero el descubrimiento de los púlsares mostró su relevancia física y estimuló un mayor interés en todos los tipos de objetos compactos que podrían formarse por colapso gravitacional.
En este período se encontraron soluciones más generales de agujero negro. En 1963, Roy Kerr encontró la solución exacta para un agujero negro giratorio. Dos años más tarde, Ezra Newman encontró la solución axisymmetrics para un agujero negro que gira y carga eléctricamente. A través del trabajo de Werner Israel, Brandon Carter y David Robinson surgió el teorema de no cabello, que establece que una solución estacionaria de agujero negro está completamente descrita por los tres parámetros de la métrica de Kerr-Newman: masa, momento angular y carga eléctrica.
Al principio, se sospechaba que las extrañas características de las soluciones del agujero negro eran artefactos patológicos de las condiciones de simetría impuestas, y que las singularidades no aparecerían en situaciones genéricas. Este punto de vista fue sostenido en particular por Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov y Evgeny Lifshitz, quienes trataron de demostrar que no aparecen singularidades en las soluciones genéricas. Sin embargo, a finales de la década de 1960, Roger Penrose y Stephen Hawking utilizaron técnicas globales para demostrar que las singularidades aparecen genéricamente.
El trabajo de James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter y Hawking a principios de la década de 1970 condujo a la formulación de la termodinámica del agujero negro. Estas leyes describen el comportamiento de un agujero negro en estrecha analogía con las leyes de la termodinámica al relacionar la masa con la energía, el área con la entropía y la gravedad superficial con la temperatura. La analogía se completó cuando Hawking, en 1974, mostró que la teoría cuántica de campos predice que los agujeros negros deberían irradiarse como un cuerpo negro con una temperatura proporcional a la gravedad superficial del agujero negro.
Etimología
El primer uso del término "agujero negro" fue publicado por la periodista científica Ann Ewing en su artículo "Black Holes 'in Space", del 18 de enero de 1964, que era un informe sobre una reunión de la Asociación Estadounidense para el Avance de Ciencia celebrada en Cleveland, Ohio.
En diciembre de 1967, se informó que un estudiante sugirió la frase "agujero negro" en una conferencia de John Wheeler; Wheeler adoptó el término por su brevedad y "valor publicitario", y rápidamente se puso de moda, lo que llevó a algunos a atribuir a Wheeler el haber acuñado la frase.
Propiedades y estructura
La conjetura sin pelo postula que, una vez que logra una condición estable después de la formación, un agujero negro tiene solo tres propiedades físicas independientes: masa, carga y momento angular; el agujero negro no tiene rasgos característicos. Si la conjetura es verdadera, dos agujeros negros que comparten los mismos valores para estas propiedades o parámetros son indistinguibles entre sí. El grado en que la conjetura es cierta para los agujeros negros reales bajo las leyes de la física moderna, es actualmente un problema sin resolver.
Estas propiedades son especiales porque son visibles desde afuera de un agujero negro. Por ejemplo, un agujero negro cargado repele otras cargas similares al igual que cualquier otro objeto cargado. De manera similar, la masa total dentro de una esfera que contiene un agujero negro se puede encontrar usando el análogo gravitacional de la ley de Gauss, la masa ADM, lejos del agujero negro. Del mismo modo, el momento angular se puede medir desde lejos utilizando el arrastre de cuadros por el campo gravitomagnético.
Cuando un objeto cae en un agujero negro, cualquier información sobre la forma del objeto o distribución de carga sobre él se distribuye uniformemente a lo largo del horizonte del agujero negro, y se pierde para los observadores externos. El comportamiento del horizonte en esta situación es un sistema disipativo que es estrechamente análogo al de una membrana elástica conductora con fricción y resistencia eléctrica: el paradigma de la membrana. Esto es diferente de otras teorías de campo como el electromagnetismo, que no tienen ninguna fricción o resistividad a nivel microscópico, porque son reversibles en el tiempo. Debido a que un agujero negro finalmente logra un estado estable con solo tres parámetros, no hay forma de evitar perder información sobre las condiciones iniciales: los campos gravitatorio y eléctrico de un agujero negro proporcionan muy poca información sobre lo que entró. La información que se pierde incluye todas las cantidades que no se pueden medir lejos del horizonte del agujero negro, incluidos los números cuánticos aproximadamente conservados, como el número total de bariones y el número de lepton. Este comportamiento es tan desconcertante que se lo ha llamado la paradoja de la pérdida de información del agujero negro.
Propiedades físicas
Los agujeros negros estáticos más simples tienen masa, pero no carga eléctrica ni momento angular. Estos agujeros negros a menudo se conocen como agujeros negros de Schwarzschild después de que Karl Schwarzschild descubriera esta solución en 1916. Según el teorema de Birkhoff, es la única solución de vacío que es esféricamente simétrica. Esto significa que no existe una diferencia observable entre el campo gravitacional de dicho agujero negro y el de cualquier otro objeto esférico de la misma masa. La noción popular de un agujero negro "chupando todo" en su entorno es, por lo tanto, correcta cerca del horizonte de un agujero negro; muy lejos, el campo gravitacional externo es idéntico al de cualquier otro cuerpo de la misma masa.
También existen soluciones que describen agujeros negros más generales. Los agujeros negros no giratorios se describen con la métrica Reissner-Nordström, mientras que la métrica Kerr describe un agujero negro rotativo no cargado. La solución de agujero negro estacionaria más general conocida es la métrica Kerr-Newman, que describe un agujero negro con carga y momento angular.
Mientras que la masa de un agujero negro puede tomar cualquier valor positivo, la carga y el momento angular están restringidos por la masa. En las unidades de Planck, se espera que la carga eléctrica total Q y el momento angular total J satisfagan
para un agujero negro de masa M . Los agujeros negros con la masa mínima posible que satisface esta desigualdad se llaman extremos. Las soluciones de las ecuaciones de Einstein que violan esta desigualdad existen, pero no poseen un horizonte de eventos. Estas soluciones tienen las denominadas singularidades desnudas que se pueden observar desde el exterior y, por lo tanto, se consideran no-físicas . La hipótesis de la censura cósmica descarta la formación de tales singularidades, cuando se crean a través del colapso gravitacional de la materia realista. Esto es apoyado por simulaciones numéricas.
Debido a la fuerza relativamente grande de la fuerza electromagnética, se espera que los agujeros negros que se forman a partir del colapso de las estrellas retengan la carga casi neutra de la estrella. Sin embargo, se espera que la rotación sea una característica universal de los objetos astrofísicos compactos. La fuente de rayos X binaria candidata agujero negro GRS 1915 + 105 parece tener un momento angular cerca del valor máximo permitido. Ese límite sin carga es
permitiendo la definición de un parámetro de giro adimensional tal que
| Clase | Aprox. masa | Aprox. tamaño |
|---|---|---|
| Agujero negro supermasivo | 10-10 M dom | 0.001-400 AU |
| Agujero negro de masa intermedia | Sol 10 M | 10 km ≈ R Tierra |
| Agujero negro estelar | Sol 10 M | 30 km |
| Micro agujero negro | hasta M Luna | hasta 0.1 mm |
Los agujeros negros se clasifican habitualmente según su masa, independiente del momento angular, J. El tamaño de un agujero negro, según lo determinado por el radio del horizonte de eventos, o el radio de Schwarzschild, es aproximadamente proporcional a la masa, M , a través de
donde r s es el radio de Schwarzschild y M el sol es la masa del sol. Para un agujero negro con giro y / o carga eléctrica distintos de cero, el radio es más pequeño, hasta que un agujero negro extremo podría tener un horizonte de eventos cercano a
Horizonte de eventos
La característica definitoria de un agujero negro es la aparición de un horizonte de sucesos, un límite en el espacio-tiempo a través del cual la materia y la luz solo pueden pasar hacia la masa del agujero negro. Nada, ni siquiera la luz, puede escapar desde el horizonte del evento. El horizonte de eventos se conoce como tal porque si un evento ocurre dentro del límite, la información de ese evento no puede llegar a un observador externo, por lo que es imposible determinar si ocurrió tal evento.
Como predice la relatividad general, la presencia de una masa deforma el espaciotiempo de tal forma que los caminos tomados por las partículas se doblan hacia la masa. En el horizonte de sucesos de un agujero negro, esta deformación se vuelve tan fuerte que no hay caminos que se alejen del agujero negro.
Para un observador distante, los relojes cerca de un agujero negro parecen marcar más lentamente que los más alejados del agujero negro. Debido a este efecto, conocido como dilatación gravitacional del tiempo, un objeto que cae en un agujero negro parece ralentizarse a medida que se acerca al horizonte del evento, tardando un tiempo infinito en alcanzarlo. Al mismo tiempo, todos los procesos en este objeto reducen la velocidad, desde el punto de vista de un observador externo fijo, haciendo que la luz emitida por el objeto parezca más roja y tenue, un efecto conocido como desplazamiento al rojo gravitacional. Finalmente, el objeto que cae se desvanece hasta que ya no se puede ver. Típicamente, este proceso ocurre muy rápidamente con un objeto que desaparece de la vista en menos de un segundo.
Por otro lado, los observadores indestructibles que caen en un agujero negro no notan ninguno de estos efectos cuando cruzan el horizonte de sucesos. De acuerdo con sus propios relojes, que les parece que marcan normalmente, cruzan el horizonte de eventos después de un tiempo finito sin observar ningún comportamiento singular; en la Relatividad General clásica, es imposible determinar la ubicación del horizonte de eventos a partir de observaciones locales, debido al principio de equivalencia de Einstein.
La forma del horizonte de sucesos de un agujero negro es siempre aproximadamente esférica. Para los agujeros negros no giratorios (estáticos) la geometría del horizonte de eventos es precisamente esférica, mientras que para los agujeros negros rotativos el horizonte de eventos es achatado.
Singularidad
En el centro de un agujero negro, como lo describe la relatividad general, se encuentra una singularidad gravitacional, una región donde la curvatura del espacio-tiempo se vuelve infinita. Para un agujero negro no giratorio, esta región toma la forma de un único punto y para un agujero negro giratorio, se difumina para formar una singularidad de anillo que se encuentra en el plano de rotación. En ambos casos, la región singular tiene un volumen cero. También se puede mostrar que la región singular contiene toda la masa de la solución de agujero negro. Por lo tanto, se puede pensar que la región singular tiene densidad infinita.
Los observadores que caen en un agujero negro de Schwarzschild ( es decir , que no giran y no se cargan) no pueden evitar ser llevados a la singularidad, una vez que cruzan el horizonte de eventos. Pueden prolongar la experiencia acelerando para ralentizar su descenso, pero solo hasta un límite; después de alcanzar cierta velocidad ideal, es mejor dejar caer el resto del camino. Cuando alcanzan la singularidad, son aplastados a una densidad infinita y su masa se suma al total del agujero negro. Antes de que eso suceda, se habrán desgarrado por las crecientes fuerzas de las mareas en un proceso que a veces se conoce como spaghettification o "efecto fideo".
En el caso de un agujero negro cargado (Reissner-Nordström) o giratorio (Kerr), es posible evitar la singularidad. La extensión de estas soluciones en la medida de lo posible revela la posibilidad hipotética de salir del agujero negro en un espacio-tiempo diferente con el agujero negro actuando como un agujero de gusano. La posibilidad de viajar a otro universo es, sin embargo, solo teórica, ya que cualquier perturbación destruiría esta posibilidad. También parece ser posible seguir curvas cerradas en el tiempo (volviendo al propio pasado) alrededor de la singularidad de Kerr, que conducen a problemas de causalidad como la paradoja del abuelo. Se espera que ninguno de estos efectos peculiares sobreviva en un tratamiento cuántico adecuado de agujeros negros giratorios y cargados.
La aparición de singularidades en la relatividad general se percibe comúnmente como una señal del colapso de la teoría. Sin embargo, se espera este desglose; ocurre en una situación donde los efectos cuánticos deberían describir estas acciones, debido a la densidad extremadamente alta y, por lo tanto, a las interacciones entre partículas. Hasta la fecha, no ha sido posible combinar los efectos cuánticos y gravitacionales en una sola teoría, aunque existen intentos de formular dicha teoría de la gravedad cuántica. En general, se espera que dicha teoría no presente ninguna singularidad.
Esfera de fotones
La esfera de fotones es un límite esférico de grosor cero en el cual los fotones que se mueven en tangentes a esa esfera quedarían atrapados en una órbita circular alrededor del agujero negro. Para agujeros negros no giratorios, la esfera de fotones tiene un radio 1.5 veces el radio de Schwarzschild. Sus órbitas serían dinámicamente inestables, por lo tanto, cualquier pequeña perturbación, como una partícula de materia infalible, causaría una inestabilidad que crecería con el tiempo, ya sea fijando el fotón en una trayectoria hacia afuera causando que escapara del agujero negro, o hacia adentro espiral donde eventualmente cruzaría el horizonte de eventos.
Mientras que la luz todavía puede escapar de la esfera del fotón, cualquier luz que cruce la esfera del fotón en una trayectoria entrante será capturada por el agujero negro. Por lo tanto, cualquier luz que llegue a un observador externo desde la esfera del fotón debe haber sido emitida por objetos entre la esfera del fotón y el horizonte del evento.
Ergosfera
Los agujeros negros giratorios están rodeados por una región del espacio-tiempo en la cual es imposible mantenerse quieto, llamado la ergosfera. Este es el resultado de un proceso conocido como frame-dragging; La relatividad general predice que cualquier masa giratoria tenderá a "arrastrar" ligeramente a lo largo del espacio-tiempo que la rodea. Cualquier objeto cerca de la masa giratoria tenderá a comenzar a moverse en la dirección de rotación. Para un agujero negro giratorio, este efecto es tan fuerte cerca del horizonte de eventos que un objeto tendría que moverse más rápido que la velocidad de la luz en la dirección opuesta para quedarse quieto.
La ergosfera de un agujero negro es un volumen cuyo límite interno es el horizonte oblato de eventos esferoide del agujero negro y un límite exterior en forma de calabaza, que coincide con el horizonte de eventos en los polos, pero notablemente más ancho alrededor del ecuador. El límite externo a veces se llama ergosurface .
Los objetos y la radiación pueden escapar normalmente de la ergosfera. A través del proceso de Penrose, los objetos pueden emerger de la ergosfera con más energía de la que ingresaron. Esta energía se toma de la energía de rotación del agujero negro haciendo que este último disminuya la velocidad.
Órbita circular más estable (ISCO)
En la gravedad newtoniana, las partículas de prueba pueden orbitar de forma estable a distancias arbitrarias de un objeto central. En la relatividad general, sin embargo, existe una órbita circular más interna y estable (a menudo llamada ISCO), dentro de la cual, cualquier perturbación infinitesimal a una órbita circular conducirá a la inspiración en el agujero negro. La ubicación de la ISCO depende del giro del agujero negro, en el caso de un agujero negro de Schwarzschild (giro cero) es:
y disminuye al aumentar el giro del agujero negro para las partículas que orbitan en la misma dirección que el giro.
Formación y evolución
Dado el extraño carácter de los agujeros negros, durante mucho tiempo se cuestionó si tales objetos realmente podrían existir en la naturaleza o si eran simplemente soluciones patológicas a las ecuaciones de Einstein. El propio Einstein creía erróneamente que los agujeros negros no se formarían, porque sostenía que el momento angular de las partículas colapsadas estabilizaría su movimiento en algún radio. Esto llevó a la comunidad de la relatividad general a descartar todos los resultados por el contrario durante muchos años. Sin embargo, una minoría de relativistas continuó sosteniendo que los agujeros negros eran objetos físicos, y para el final de la década de 1960, habían persuadido a la mayoría de los investigadores en el campo de que no había ningún obstáculo para la formación de un horizonte de eventos.
Dos agujeros negros colisionando
Penrose demostró que una vez que se forma un horizonte de sucesos, la relatividad general sin mecánica cuántica requiere que se forme una singularidad en su interior. Poco después, Hawking demostró que muchas soluciones cosmológicas que describen el Big Bang tienen singularidades sin campos escalares u otra materia exótica (ver "Teoremas de singularidad de Penrose-Hawking"). La solución de Kerr, el teorema de no-cabello y las leyes de la termodinámica del agujero negro mostraron que las propiedades físicas de los agujeros negros eran simples y comprensibles, lo que los hacía sujetos respetables para la investigación. Los agujeros negros convencionales están formados por el colapso gravitacional de objetos pesados como las estrellas, pero también pueden en teoría estar formados por otros procesos.
Colapso gravitacional
El colapso gravitatorio ocurre cuando la presión interna de un objeto es insuficiente para resistir la propia gravedad del objeto. Para las estrellas, esto generalmente ocurre porque una estrella tiene muy poco "combustible" para mantener su temperatura a través de la nucleosíntesis estelar, o porque una estrella que habría sido estable recibe materia extra de una manera que no eleva su temperatura central. En cualquier caso, la temperatura de la estrella ya no es lo suficientemente alta como para evitar que colapse por su propio peso. El colapso puede ser detenido por la presión de degeneración de los componentes de la estrella, lo que permite la condensación de la materia en un estado exótico más denso. El resultado es uno de los diversos tipos de estrella compacta. Qué tipo de formas depende de la masa del remanente de la estrella original que queda después de que las capas externas hayan sido voladas. Tales explosiones y pulsaciones conducen a la nebulosa planetaria. Esta masa puede ser sustancialmente menor que la estrella original. Remanentes que exceden 5 M ☉ son producidos por estrellas que tenían más de 20 M ☉ antes del colapso.
Si la masa del remanente excede aproximadamente 3-4 M ☉ (el límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff), ya sea porque la estrella original era muy pesada o porque el remanente recolectó masa adicional a través de la acumulación de materia, incluso la presión de degeneración de los neutrones es insuficiente para detener el colapso. Ningún mecanismo conocido (excepto posiblemente la presión de degeneración quark, vea la estrella del quark) es lo suficientemente potente como para detener la implosión y el objeto inevitablemente se colapsará para formar un agujero negro.
Se supone que el colapso gravitacional de las estrellas pesadas es responsable de la formación de agujeros negros de masa estelar. La formación de estrellas en el universo primitivo pudo haber resultado en estrellas muy masivas, que luego de su colapso habrían producido agujeros negros de hasta 10 M ☉ . Estos agujeros negros podrían ser las semillas de los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de la mayoría de las galaxias. Se ha sugerido además que los agujeros negros supermasivos con masas típicas de ~ 10 M ☉ podrían haberse formado a partir del colapso directo de las nubes de gas en el universo joven. Algunos candidatos para tales objetos se han encontrado en observaciones del universo joven.
Si bien la mayor parte de la energía liberada durante el colapso gravitacional se emite muy rápidamente, un observador externo no ve realmente el final de este proceso. Aunque el colapso toma una cantidad de tiempo finita desde el marco de referencia de la materia que se está inflando, un observador distante vería que el material que se acercaba se desaceleraría y se detendría justo por encima del horizonte del evento, debido a la dilatación gravitacional del tiempo. La luz del material que colapsa tarda más y más en llegar al observador, con la luz emitida justo antes de que el horizonte de eventos se demore una cantidad infinita de tiempo. Por lo tanto, el observador externo nunca ve la formación del horizonte de eventos; en cambio, el material que colapsa parece volverse más tenue y cada vez más rojo, eventualmente desvaneciéndose.
Los agujeros negros primordiales y el Big Bang
El colapso gravitacional requiere una gran densidad. En la época actual del universo, estas altas densidades solo se encuentran en las estrellas, pero en el universo temprano, poco después del Big Bang, las densidades fueron mucho mayores, lo que posiblemente permitió la creación de agujeros negros. La alta densidad por sí sola no es suficiente para permitir la formación de agujeros negros, ya que una distribución de masa uniforme no permitirá que la masa se agrupe. Para que los agujeros negros primordiales se hayan formado en un medio tan denso, debe haber habido perturbaciones iniciales de densidad que podrían crecer bajo su propia gravedad. Los diferentes modelos para el universo temprano varían ampliamente en sus predicciones de la escala de estas fluctuaciones. Varios modelos predicen la creación de agujeros negros primordiales que varían en tamaño desde una masa de Planck hasta cientos de miles de masas solares.
A pesar de que el universo primitivo era extremadamente denso, mucho más denso de lo que normalmente se requiere para formar un agujero negro, no volvió a colapsarse en un agujero negro durante el Big Bang. Los modelos para el colapso gravitatorio de objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas, no se aplican necesariamente de la misma manera al espacio en rápida expansión como el Big Bang.
Colisiones de alta energía
El colapso gravitacional no es el único proceso que podría crear agujeros negros. En principio, los agujeros negros podrían formarse en colisiones de alta energía que alcanzan una densidad suficiente. A partir de 2002, no se han detectado tales eventos, ya sea directa o indirectamente como una deficiencia del balance de masa en los experimentos con aceleradores de partículas. Esto sugiere que debe haber un límite inferior para la masa de agujeros negros. Teóricamente, se espera que este límite se encuentre alrededor de la masa de Planck ( m P = √ ħ c / G ≈ 1.2 × 10 GeV / c ≈ 2.2 × 10 kg), donde se espera que los efectos cuánticos invaliden las predicciones de la relatividad general. Esto pondría la creación de agujeros negros firmemente fuera del alcance de cualquier proceso de alta energía que ocurra en o cerca de la Tierra. Sin embargo, ciertos desarrollos en la gravedad cuántica sugieren que la masa de Planck podría ser mucho más baja: algunos escenarios de braneworld por ejemplo ponen el límite tan bajo como 1 TeV / c. Esto haría concebible que se crearan micro agujeros negros en las colisiones de alta energía que ocurren cuando los rayos cósmicos chocan con la atmósfera de la Tierra, o posiblemente en el Gran Colisionador de Hadrones en el CERN. Estas teorías son muy especulativas, y la creación de agujeros negros en estos procesos es considerada poco probable por muchos especialistas. Incluso si se pudieran formar micro agujeros negros, se espera que se evaporen en aproximadamente 10 segundos, sin representar una amenaza para la Tierra.
Crecimiento
Una vez que se ha formado un agujero negro, puede continuar creciendo absorbiendo materia adicional. Cualquier agujero negro absorberá continuamente gas y polvo interestelar de su entorno. Este es el proceso primario a través del cual los agujeros negros supermasivos parecen haber crecido. Se ha sugerido un proceso similar para la formación de agujeros negros de masa intermedia que se encuentran en cúmulos globulares. Los agujeros negros también pueden fusionarse con otros objetos como estrellas o incluso otros agujeros negros. Se cree que esto fue importante, especialmente en el crecimiento temprano de los agujeros negros supermasivos, que podrían haberse formado a partir de la agregación de muchos objetos más pequeños. El proceso también se ha propuesto como el origen de algunos agujeros negros de masa intermedia.
Evaporación
En 1974, Hawking predijo que los agujeros negros no son del todo negros sino que emiten pequeñas cantidades de radiación térmica; este efecto se conoce como radiación de Hawking. Al aplicar la teoría del campo cuántico a un fondo de agujero negro estático, determinó que un agujero negro debería emitir partículas que muestran un espectro de cuerpo negro perfecto. Desde la publicación de Hawking, muchos otros han verificado el resultado a través de varios enfoques. Si la teoría de Hawking sobre la radiación del agujero negro es correcta, se espera que los agujeros negros se encojan y se evaporen con el tiempo a medida que pierden masa por la emisión de fotones y otras partículas. La temperatura de este espectro térmico (temperatura de Hawking) es proporcional a la gravedad superficial del agujero negro, que para un agujero negro de Schwarzschild es inversamente proporcional a la masa. Por lo tanto,
Un agujero negro estelar de 1 M ☉ tiene una temperatura Hawking de 62 nanokelvins. Esto es mucho menor que la temperatura de 2,7 K de la radiación cósmica de fondo de microondas. Los agujeros negros de masa estelar o más grandes reciben más masa del fondo cósmico de microondas que la que emiten a través de la radiación Hawking y, por lo tanto, crecerán en lugar de encogerse. Para tener una temperatura de Hawking mayor de 2.7 K (y poder evaporarse), un agujero negro necesitaría una masa menor que la Luna. Tal agujero negro tendría un diámetro de menos de una décima de milímetro.
Si un agujero negro es muy pequeño, se espera que los efectos de la radiación sean muy fuertes. Incluso un agujero negro que es pesado en comparación con un humano se evaporaría en un instante. Un agujero negro con la masa de un automóvil tendría un diámetro de alrededor de 10 my tomaría un nanosegundo para evaporarse, tiempo durante el cual tendría una luminosidad breve de más de 200 veces la del Sol. Se espera que los agujeros negros de menor masa se evaporen aún más rápido; por ejemplo, un agujero negro de masa 1 TeV / c tardaría menos de 10 segundos en evaporarse por completo. Para un agujero negro tan pequeño, se espera que los efectos de la gravedad cuántica jueguen un papel importante y podrían hipotéticamente estabilizar un agujero negro tan pequeño, aunque los desarrollos actuales en la gravedad cuántica no lo indican.
Se predice que la radiación de Hawking para un agujero negro astrofísico es muy débil y, por lo tanto, sería extremadamente difícil de detectar desde la Tierra. Una posible excepción, sin embargo, es el estallido de rayos gamma emitidos en la última etapa de la evaporación de los agujeros negros primordiales. Las búsquedas de tales flashes han resultado infructuosos y proporcionan límites estrictos sobre la posibilidad de existencia de agujeros negros primordiales de baja masa. El Telescopio Espacial Fermi de Rayos Gamma de la NASA, lanzado en 2008, continuará la búsqueda de estos destellos.
Si los agujeros negros se evaporan a través de la radiación de Hawking, un agujero negro de masa solar se evaporará (comenzando una vez que la temperatura del fondo de microondas cósmico cae por debajo de la del agujero negro) durante 10 años. Un agujero negro supermasivo con una masa de 10 (100 mil millones) M ☉ se evaporará en alrededor de 2 × 10 años. Algunos agujeros negros monstruosos en el universo se predice que continuarán creciendo hasta quizás 10 M ☉ durante el colapso de supercúmulos de galaxias. Incluso estos se evaporarían en una escala de tiempo de hasta 10 años.
Evidencia observacional
Por su propia naturaleza, los agujeros negros no emiten directamente ninguna radiación electromagnética aparte de la radiación hipotética de Hawking, por lo que los astrofísicos que buscan agujeros negros generalmente deben confiar en las observaciones indirectas. Por ejemplo, a veces se puede inferir la existencia de un agujero negro al observar sus interacciones gravitacionales con su entorno.
El Event Horizon Telescope (EHT), sin embargo, administrado por el Haystack Observatory del MIT, es un intento de observar directamente el entorno inmediato del horizonte de sucesos de Sagittarius A *, el agujero negro en el centro de la Vía Láctea, y para producir un silueteado imagen de eso. La primera de estas imágenes puede aparecer ya en 2018. En 2015, el EHT logró detectar campos magnéticos justo fuera del horizonte de eventos de Sagitario A *, e incluso discernir algunas de sus propiedades. La existencia de campos magnéticos había sido predicha por estudios teóricos de agujeros negros.
Detección de ondas gravitacionales de la fusión de agujeros negros
El 14 de septiembre de 2015, el observatorio de ondas gravitatorias LIGO realizó la primera observación exitosa de ondas gravitacionales. La señal fue consistente con las predicciones teóricas para las ondas gravitacionales producidas por la fusión de dos agujeros negros: uno con alrededor de 36 masas solares y el otro alrededor de 29 masas solares. Esta observación proporciona la evidencia más concreta de la existencia de agujeros negros hasta la fecha. Por ejemplo, la señal de onda gravitacional sugiere que la separación de los dos objetos antes de la fusión fue de solo 350 km (o aproximadamente 4 veces el radio de Schwarzschild correspondiente a las masas inferidas). Por lo tanto, los objetos deben haber sido extremadamente compactos, dejando los agujeros negros como la interpretación más plausible.
Lo que es más importante, la señal observada por LIGO también incluía el inicio del anillo de control posterior a la fusión, la señal producida cuando el objeto compacto recién formado se establece en un estado estacionario. Podría decirse que el ringdown es la forma más directa de observar un agujero negro. A partir de la señal LIGO, es posible extraer la frecuencia y el tiempo de amortiguación del modo dominante del ringdown. A partir de estos, es posible inferir la masa y el momento angular del objeto final, que coinciden con las predicciones independientes de las simulaciones numéricas de la fusión. La frecuencia y el tiempo de decaimiento del modo dominante están determinados por la geometría de la esfera del fotón. Por lo tanto, la observación de este modo confirma la presencia de una esfera de fotones, sin embargo, no puede excluir posibles alternativas exóticas a los agujeros negros que son lo suficientemente compactos como para tener una esfera de fotones.
La observación también proporciona la primera evidencia observacional de la existencia de binarios de agujeros negros de masa estelar. Además, es la primera evidencia observacional de agujeros negros de masa estelar que pesan 25 masas solares o más.
El 15 de junio de 2016, se anunció una segunda detección de un evento de ondas gravitacionales por agujeros negros en colisión. A partir de abril de 2018, se han observado seis eventos de ondas gravitacionales que se originaron por la fusión de agujeros negros.
Movimientos correctos de estrellas que orbitan Sagitario A *
Los movimientos propios de las estrellas cerca del centro de nuestra propia Vía Láctea proporcionan una fuerte evidencia observacional de que estas estrellas orbitan alrededor de un agujero negro supermasivo. Desde 1995, los astrónomos han rastreado los movimientos de 90 estrellas que orbitan alrededor de un objeto invisible que coincide con la fuente de radio Sagittarius A *. Ajustando sus movimientos a las órbitas de Kepler, los astrónomos pudieron inferir, en 1998, que un objeto de 2.6 millones de M
☉ debe estar contenido en un volumen con un radio de 0.02 años luz para causar los movimientos de esas estrellas. Desde entonces, una de las estrellas, llamada S2, ha completado una órbita completa. A partir de los datos orbitales, los astrónomos pudieron refinar los cálculos de la masa a 4.3 millones de M ☉ y un radio de menos de 0.002 años luz para el objeto que causa el movimiento orbital de esas estrellas. El límite superior en el tamaño del objeto sigue siendo demasiado grande para probar si es más pequeño que su radio Schwarzschild; sin embargo, estas observaciones sugieren fuertemente que el objeto central es un agujero negro supermasivo ya que no hay otros escenarios plausibles para confinar tanta masa invisible en un volumen tan pequeño. Además, hay alguna evidencia observacional de que este objeto podría poseer un horizonte de eventos, una característica exclusiva de los agujeros negros.
☉ debe estar contenido en un volumen con un radio de 0.02 años luz para causar los movimientos de esas estrellas. Desde entonces, una de las estrellas, llamada S2, ha completado una órbita completa. A partir de los datos orbitales, los astrónomos pudieron refinar los cálculos de la masa a 4.3 millones de M ☉ y un radio de menos de 0.002 años luz para el objeto que causa el movimiento orbital de esas estrellas. El límite superior en el tamaño del objeto sigue siendo demasiado grande para probar si es más pequeño que su radio Schwarzschild; sin embargo, estas observaciones sugieren fuertemente que el objeto central es un agujero negro supermasivo ya que no hay otros escenarios plausibles para confinar tanta masa invisible en un volumen tan pequeño. Además, hay alguna evidencia observacional de que este objeto podría poseer un horizonte de eventos, una característica exclusiva de los agujeros negros.
Acreción de la materia
Debido a la conservación del momento angular, el gas que cae dentro del pozo gravitacional creado por un objeto masivo típicamente formará una estructura similar a un disco alrededor del objeto. Las impresiones de los artistas, como la representación acompañante de un agujero negro con corona, comúnmente representan el agujero negro como si fuera un cuerpo plano que oculta la parte del disco justo detrás de él, pero en realidad las lentes gravitacionales distorsionarían en gran medida la imagen del disco de acreción
Dentro de dicho disco, la fricción provocaría que el momento angular se transportase hacia afuera, permitiendo que la materia caiga más hacia el interior, liberando energía potencial y aumentando la temperatura del gas.
Cuando el objeto de acreción es una estrella de neutrones o un agujero negro, el gas en el disco de acreción interno orbita a velocidades muy altas debido a su proximidad al objeto compacto. La fricción resultante es tan importante que calienta el disco interno a temperaturas a las que emite grandes cantidades de radiación electromagnética (principalmente rayos X). Estas brillantes fuentes de rayos X pueden detectarse con telescopios. Este proceso de acreción es uno de los procesos de producción de energía más eficientes conocidos; hasta un 40% de la masa en reposo del material acrecido se puede emitir como radiación. (En la fusión nuclear solo alrededor del 0,7% de la masa en reposo se emitirá como energía.) En muchos casos, los discos de acreción se acompañan de chorros relativistas que se emiten a lo largo de los polos, que absorben gran parte de la energía.
Como tal, muchos de los fenómenos más energéticos del universo se han atribuido a la acumulación de materia en los agujeros negros. En particular, se cree que los núcleos y cuásares galácticos activos son los discos de acreción de los agujeros negros supermasivos. De manera similar, generalmente se acepta que los binarios de rayos X son sistemas de estrellas binarias en los que una de las dos estrellas es un objeto compacto que acrecenta la materia de su compañero. También se ha sugerido que algunas fuentes de rayos X ultraluminosas pueden ser los discos de acreción de los agujeros negros de masa intermedia.
En noviembre de 2011, se informó sobre la primera observación directa de un disco de acreción quasar alrededor de un agujero negro supermasivo.
Binarios de rayos X
Una simulación por computadora de una estrella consumida por un agujero negro. El punto azul indica la ubicación del agujero negro.
Los binarios de rayos X son sistemas estelares binarios que emiten la mayor parte de su radiación en la parte de rayos X del espectro. En general, se cree que estas emisiones de rayos X resultan cuando una de las estrellas (objeto compacto) acumula materia de otra estrella (regular). La presencia de una estrella ordinaria en tal sistema proporciona una oportunidad para estudiar el objeto central y determinar si podría ser un agujero negro.
Esta animación compara los "latidos del corazón" de rayos X de GRS 1915 y IGR J17091, dos agujeros negros que ingieren gas de las estrellas compañeras.
Si dicho sistema emite señales que pueden rastrearse directamente hasta el objeto compacto, no puede ser un agujero negro. La ausencia de tal señal, sin embargo, no excluye la posibilidad de que el objeto compacto sea una estrella de neutrones. Al estudiar la estrella compañera a menudo es posible obtener los parámetros orbitales del sistema y obtener una estimación de la masa del objeto compacto. Si esto es mucho más grande que el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (es decir, la masa máxima que puede tener una estrella de neutrones antes de colapsar), entonces el objeto no puede ser una estrella de neutrones y generalmente se espera que sea un agujero negro.
El primer candidato fuerte para un agujero negro, Cygnus X-1, fue descubierto de esta manera por Charles Thomas Bolton, Louise Webster y Paul Murdin en 1972. Algunas dudas, sin embargo, se mantuvieron debido a las incertidumbres que resultan de la estrella compañera siendo mucho más pesado que el agujero negro candidato. Actualmente, los mejores candidatos para los agujeros negros se encuentran en una clase de binarios de rayos X llamados transitorios de rayos X blandos. En esta clase de sistema, la estrella compañera es de masa relativamente baja, lo que permite estimaciones más precisas de la masa del agujero negro. Además, estos sistemas emiten rayos X activamente solo durante varios meses una vez cada 10-50 años. Durante el período de baja emisión de rayos X (llamada quiescencia), el disco de acreción es extremadamente tenue y permite la observación detallada de la estrella compañera durante este período. Uno de los mejores candidatos es V404 Cygni.
Quiescencia y flujo de acreción dominado por la advección
Se sospecha que el desmayo del disco de acreción de un binario de rayos X durante la inactividad es causado por el flujo de masa que ingresa en un modo llamado flujo de acreción dominado por la advección (ADAF). En este modo, casi toda la energía generada por la fricción en el disco se barre con el flujo en lugar de irradiarse. Si este modelo es correcto, entonces forma una fuerte evidencia cualitativa para la presencia de un horizonte de eventos, ya que si el objeto en el centro del disco tuviera una superficie sólida, emitiría grandes cantidades de radiación cuando el gas altamente energético golpeara la superficie , un efecto que se observa para las estrellas de neutrones en un estado similar.
Oscilaciones casi periódicas
Las emisiones de rayos X de los discos de acreción a veces parpadean a ciertas frecuencias. Estas señales se llaman oscilaciones casi periódicas y se cree que son causadas por el material que se mueve a lo largo del borde interno del disco de acreción (la órbita circular más interna y estable). Como tales, su frecuencia está vinculada a la masa del objeto compacto. Por lo tanto, pueden usarse como una forma alternativa de determinar la masa de agujeros negros candidatos.
Núcleos galácticos
Los astrónomos usan el término "galaxia activa" para describir galaxias con características inusuales, tales como la emisión de una línea espectral inusual y una emisión de radio muy fuerte. Los estudios teóricos y observacionales han demostrado que la actividad en estos núcleos galácticos activos (AGN) se puede explicar por la presencia de agujeros negros supermasivos, que pueden ser millones de veces más masivos que los estelares. Los modelos de estos AGN consisten en un agujero negro central que puede ser millones o miles de millones de veces más masivo que el Sol; un disco de gas y polvo llamado disco de acreción; y dos chorros perpendiculares al disco de acreción.
Aunque se espera encontrar agujeros negros supermasivos en la mayoría de los AGN, solo se han estudiado más cuidadosamente los núcleos de algunas galaxias en un intento de identificar y medir las masas reales de los candidatos de agujeros negros supermasivos centrales. Algunas de las galaxias más notables con candidatos de agujero negro supermasivo incluyen el Galaxy de Andrómeda, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM 08279 + 5255 y Sombrero Galaxy.
Ahora se acepta ampliamente que el centro de casi todas las galaxias, no solo las activas, contiene un agujero negro supermasivo. La estrecha correlación observacional entre la masa de este agujero y la dispersión de la velocidad del bulbo de la galaxia anfitriona, conocida como la relación M-sigma, sugiere fuertemente una conexión entre la formación del agujero negro y la galaxia misma.
Microlente (propuesto)
Otra forma en que la naturaleza del agujero negro de un objeto puede ser probada en el futuro es a través de la observación de los efectos causados por un fuerte campo gravitacional en su vecindad. Uno de estos efectos es la lente gravitacional: la deformación del espacio-tiempo alrededor de un objeto masivo hace que los rayos de luz se desvíen tanto como la luz que pasa a través de una lente óptica. Se han realizado observaciones de lentes gravitacionales débiles, en los que los rayos de luz se desvían solo unos pocos segundos de arco. Sin embargo, nunca se ha observado directamente para un agujero negro. Una posibilidad para observar las lentes gravitacionales mediante un agujero negro sería observar estrellas en órbita alrededor del agujero negro. Hay varios candidatos para tal observación en órbita alrededor de Sagittarius A *.
Alternativas
La evidencia de agujeros negros estelares se basa fuertemente en la existencia de un límite superior para la masa de una estrella de neutrones. El tamaño de este límite depende en gran medida de las suposiciones hechas sobre las propiedades de la materia densa. Nuevas fases exóticas de la materia podrían empujar hacia arriba este límite. Una fase de quarks libres a alta densidad podría permitir la existencia de estrellas de quarks densas, y algunos modelos supersimétricos predicen la existencia de Q estrellas. Algunas extensiones del modelo estándar postulan la existencia de preones como bloques de construcción fundamentales de quarks y leptones, que hipotéticamente podrían formar estrellas preónicas. Estos modelos hipotéticos podrían explicar una cantidad de observaciones de candidatos a agujeros negros estelares. Sin embargo, se puede demostrar a partir de argumentos en relatividad general que cualquier objeto de este tipo tendrá una masa máxima.
Puesto que la densidad media de un agujero negro dentro de su radio de Schwarzschild es inversamente proporcional al cuadrado de su masa, agujeros negros son mucho menos densos que los agujeros negros estelares (la densidad media de un 10 M ☉ agujero negro es comparable a la del agua ) En consecuencia, la física de la materia que forma un agujero negro supermasivo se comprende mucho mejor y las posibles explicaciones alternativas para las observaciones supermasivas de agujeros negros son mucho más mundanas. Por ejemplo, un agujero negro supermasivo podría ser modelado por un gran grupo de objetos muy oscuros. Sin embargo, tales alternativas normalmente no son lo suficientemente estables como para explicar los candidatos de agujeros negros supermasivos.
La evidencia de la existencia de agujeros negros estelares y supermasivos implica que para que los agujeros negros no se formen, la relatividad general debe fallar como una teoría de la gravedad, tal vez debido al inicio de las correcciones de la mecánica cuántica. Una característica muy esperada de una teoría de la gravedad cuántica es que no presentará singularidades u horizontes de eventos y, por lo tanto, los agujeros negros no serían artefactos reales. En 2002, el modelo fuzzball en la teoría de cuerdas llamó mucho la atención. Con base en cálculos para situaciones específicas en teoría de cuerdas, la propuesta sugiere que genéricamente los estados individuales de una solución de agujero negro no tienen un horizonte de evento o singularidad, pero que para un observador clásico / semiclásico el promedio estadístico de dichos estados aparece solo como un agujero negro ordinario como se deduce de la relatividad general.
Se han conjeturado algunos objetos teóricos para unir las observaciones de los candidatos astronómicos de agujeros negros de forma idéntica o casi idéntica, pero que funcionan a través de un mecanismo diferente. Estos incluyen el gravastar, la estrella negra (gravedad semiclásica) y la estrella de energía oscura.
Preguntas abiertas
Entropía y termodinámica
En 1971, Hawking demostró bajo condiciones generales que el área total de los horizontes de eventos de cualquier colección de agujeros negros clásicos nunca puede disminuir, incluso si colisionan y se fusionan. Este resultado, ahora conocido como la segunda ley de la mecánica del agujero negro, es notablemente similar a la segunda ley de la termodinámica, que establece que la entropía total de un sistema nunca puede disminuir. Al igual que con los objetos clásicos a temperatura cero absoluta, se supuso que los agujeros negros tenían entropía cero. Si este fuera el caso, la segunda ley de la termodinámica sería violada por la materia cargada de entropía que entra en un agujero negro, lo que resulta en una disminución de la entropía total del universo. Por lo tanto, Bekenstein propuso que un agujero negro debería tener una entropía, y que debería ser proporcional a su área de horizonte.El vínculo con las leyes de la termodinámica se vio reforzado por el descubrimiento de Hawking de que la teoría cuántica de campos predice que un agujero negro irradia radiación de cuerpo negro a una temperatura constante. Esto aparentemente causa una violación de la segunda ley de la mecánica del agujero negro, ya que la radiación absorberá la energía del agujero negro causando que se encoja. La radiación, sin embargo, también arrastra la entropía, y puede probarse bajo suposiciones generales que la suma de la entropía de la materia que rodea un agujero negro y un cuarto del área del horizonte, medida en unidades de Planck, de hecho siempre está aumentando. Esto permite la formulación de la primera ley de la mecánica del agujero negro como un análogo de la primera ley de la termodinámica, con la masa actuando como energía, la gravedad superficial como temperatura y el área como entropía.
Una característica desconcertante es que la entropía de un agujero negro se escala con su área más que con su volumen, ya que la entropía es normalmente una cantidad extensa que se escala linealmente con el volumen del sistema. Esta extraña propiedad llevó a Gerard 't Hooft y Leonard Susskind a proponer el principio holográfico, que sugiere que todo lo que sucede en un volumen de espacio-tiempo puede describirse por los datos en el límite de ese volumen.
Aunque la relatividad general puede usarse para realizar un cálculo semiclásico de la entropía del agujero negro, esta situación es teóricamente insatisfactoria. En mecánica estadística, entropía se entiende como contar el número de configuraciones microscópicas de un sistema que tienen las mismas cualidades macroscópicas (como masa, carga, presión, etc.). Sin una teoría satisfactoria de la gravedad cuántica, uno no puede realizar tal cálculo para los agujeros negros. Se han realizado algunos progresos en diversos enfoques de la gravedad cuántica. En 1995, Andrew Strominger y Cumrun Vafashow dijeron que contar los microestados de un agujero negro supersimétrico específico en la teoría de cuerdas reproducía la entropía de Bekenstein-Hawking. Desde entonces,
Paradoja de pérdida de información
Problema sin resolver en física:
¿Se pierde información física en los agujeros negros?
(más problemas sin resolver en física)
Debido a que un agujero negro tiene solo unos pocos parámetros internos, la mayor parte de la información sobre la materia que entró en la formación del agujero negro se pierde. Independientemente del tipo de materia que entra en un agujero negro, parece que solo se conserva la información sobre la masa total, la carga y el momento angular. Mientras se cree que los agujeros negros persisten para siempre, esta pérdida de información no es tan problemática, ya que la información puede considerarse existente dentro del agujero negro, inaccesible desde el exterior, pero representada en el horizonte de sucesos de acuerdo con el principio holográfico. Sin embargo, los agujeros negros se evaporan lentamente al emitir radiación Hawking. Esta radiación no parece llevar información adicional sobre la materia que formó el agujero negro, lo que significa que esta información parece haberse perdido para siempre.
La cuestión de si la información realmente se pierde en los agujeros negros (la paradoja de la información del agujero negro) ha dividido a la comunidad teórica de la física (ver la apuesta de Thorne-Hawking-Preskill). En la mecánica cuántica, la pérdida de información corresponde a la violación de la propiedad vital llamada unitaridad, que tiene que ver con la conservación de la probabilidad. Se ha argumentado que la pérdida de unitaridad también implicaría una violación de la conservación de la energía. En los últimos años, se han ido acumulando pruebas de que, de hecho, la información y la unitaridad se conservan en un completo tratamiento gravitacional cuántico del problema.
La paradoja del firewall
Para resolver la paradoja, los físicos pueden eventualmente verse obligados a renunciar a una de las tres teorías probadas en el tiempo: el principio de equivalencia de Einstein, la unitaridad o la teoría cuántica de campos existente. Una solución posible, que infringe el principio de equivalencia, es que un "cortafuegos" destruye las partículas entrantes en el horizonte de sucesos. Un análisis de 2016 de datos de LIGO muestra signos tentativos de ecos causados por un horizonte de eventos difusos; tales ecos pueden ser posibles en las teorías de firewall o fuzzball, pero no deberían ocurrir en la relatividad general clásica. Durante los próximos dos años, datos adicionales de LIGO deberían establecer si los ecos fueron solo ruido aleatorio, o si en cambio son evidencia de una violación de la relatividad general clásica.
Obtenido de: https://en.wikipedia.org/wiki/Black_hole