Forats negres: una mica d'història (i II)
Les obres que suggerien l'existència de forats negres no es van prendre en consideració, ja que no es coneixia cap astre que presentés característiques similars a les d'aquests. I. Hagihara, per exemple, va presentar un treball en 1931, calculant tots els geodèsics del resultat de la teoria de la relativitat general descoberta per Schwarzschill. A l'hora de treure conclusions, el propi Hagihara assenyalava que era molt difícil l'existència de forats negres, ja que tenint en compte el volum d'un forat negre que el Sol pogués tenir una altra massa, la densitat hauria de ser 1017 vegades major que la de l'aigua. L'estrella de major densitat coneguda llavors (el nano blanc, amic de Sirius), no obstant això, era 6.104 vegades major que la de l'aigua.
No obstant això, com sol succeir, no tots els astrofísics opinaven el mateix. O. Lodge, en 1923, relativitza en gran manera el problema de la densitat presentant el següent exemple: Si perquè el Sol es converteixi en un forat negre la seva massa caldria introduir-la en una esfera de radi 3 km, o si en el cas de la Terra haguéssim de ficar tota la seva massa en una esfera de radi 1 cm, considerant un grup d'estrelles el problema no és tan greu. Per exemple, un grup d'estrelles de la massa 1016 Mo (Mo, massa del Sol) podria incorporar-se a un volum de 1.000 anys llum, amb una densitat de 10-15 g/cm³. La presència d'aquesta mena de materi no sembla impossible i circula pel límit del forat negre. No obstant això, amb la teoria de la relativitat es va començar a desenvolupar mitjançant la mecànica quàntica, aviat es van obrir camins amb la predicció o, almenys, amb la possibilitat que existeixin petits cossos de molt alta densitat.
1931 S. Chandrasekhar i L. D. Landau va demostrar que existeix un límit superior per a la massa de nans blancs. Si la massa del nano blanc és 1,4 vegades major que la del Sol, la pressió de la gravetat és major que la pressió degenerada dels electrons que sostenen l'estrella, provoca una contracció. En aquestes condicions es fundin protons i electrons donant neutrons. La pressió degenerada dels neutrons impedeix el col·lapse, ja que per primera vegada Landau va predir que es forma una estrella de neutrons. R en els pròxims anys. Oppenheimer va desenvolupar tota la teoria de les estrelles de neutrons. H. 1939 Snyder i G. Amb Volkhoff va publicar un article sobre aquest tema. També va demostrar que la pressió degenerada dels neutrons tenia un límit superior (al voltant de dues o tres Masses Solars). Les estrelles de neutrons per sobre d'aquest límit es contreuen i no hi ha més estacions fins que es produeix l'anomenat forat negre.
Després d'aquests treballs es va obrir un llarg parèntesi en aquest camp de l'astrofísica provocat per la Segona Guerra Mundial. La invisibilitat dels forats negres i la impossibilitat de detectar-los en absolut a través dels instruments de llavors, va estendre més el parèntesi. Però quan el nombre d'observacions va augmentar i, sobretot, la qualitat va millorar, els astrofísics van reprendre aquest camp i la dècada dels seixanta va ser molt rica. J. 1967 A. Wheeler va utilitzar per primera vegada el nom de “forat negre”. En el mateix any W. Israel va demostrar que els forats negres sense rotacions són absolutament esfèrics.
El radi de l'esfera, és a dir, el radi fins al límit dels successos del forat negre, només depèn de la massa, per la qual cosa dos forats negres de la mateixa massa serien exactament iguals. Per a llavors R. Si la velocitat de gir és constant, les dimensions i la forma del forat negre depenen de la seva massa i velocitat de gir, segons el seu estudi publicat en 1963 per Ker sobre els forats negres amb moviment de gir. Quant a la seva forma, podem dir que els forats negres que estan girant, igual que el Sol o la Terra, s'expandeixen en l'equador, sent el diàmetre polar menor. Per descomptat, els valors de velocitat de gir no poden ser indefinits grans. Igual que el gir massa ràpid desfaria l'estrella, també impediria que fos un forat negre. A tall d'exemple, la velocitat de gir d'un forat negre de tres masses com el Sol no s'estima que pugui superar les 5.000 tornades/s.
Fins ara no hem esmentat per a res les característiques electromagnètiques que poden tenir els forats negres, però sens dubte són particularitats a tenir en compte. En definitiva, les estrelles, i en general els astres que poden formar forats negres, tenen una clara activitat electromagnètica. Conscient d'això, la càrrega elèctrica va ser molt primerenca en el desenvolupament de l'estudi dels forats negres. 1916 H. Reissner i, de manera independent, G en 1918. Nordstrom va alliberar les equacions de la teoria de la relativitat general per al cas de la massa amb càrrega.
Si afegim aquests resultats als de Schwarzschild ens donen una descripció del forat negre carregat. En aquest cas també hem de definir el sostre quant a la càrrega que pot tenir un forat negre. En cas contrari, la força de repulsió entre càrregues del mateix signe impediria el forat negre. En concret, la càrrega és proporcional a la massa del forat negre, i s'estima que quan és deu vegades major que la massa del Sol pot rondar els 1020 C.
No obstant això, no es considera que pugui haver-hi forats negres que no siguin neutres. Com la força elèctrica és molt més violenta que el gravitatori, la matèria carregada contra el forat negre s'atrauria amb molta força, igual que s'allunyaria de la mateixa càrrega. Per tant, en breu s'aconseguiria l'equilibri. No obstant això, en 1965 es va realitzar també un estudi dels forats negres dels Kerrs en rotació.
Resumint, doncs, podem dir que la geometria espaciotemporal dels forats negres estables, i per tant totes les propietats, només requereixen tres paràmetres descriptius: massa, moment angular i càrrega. En conseqüència, només es distingeixen quatre tipus d'orificis negres: sense gir ni càrrega, sense gir però carregat, girant sense càrrega i amb càrrega i moviment de gir. Recordant el que s'ha dit sobre la càrrega i tenint en compte que tots els astres que es veuen en l'Univers tenen moviment de rotació, podem dir que l'únic resultat natural de la contracció per gravetat és el tercer.
Encara es poden dir moltes coses interessants sobre el comportament dels forats negres, i l'intentarem en el següent número. De moment, per a acabar, només hi ha una altra nota. El fet de poder resumir totes les particularitats de l'orifici als tres paràmetres esmentats, ens indica que el forat negre no té cap mena de “memòria”, és a dir, analitzant el forat negre no podem conèixer les peculiaritats del cos o el que sigui que l'ha produït, a excepció de la massa, el moviment de gir i potser la càrrega aproximada. Sobre la naturalesa del creador a penes podem dir res.
EFEMÈRIDES SOL: 20 de març, 14 h 40 min (UT) entra en Àries. Comença la primavera.
PLANETES
|
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
