Agujeros negros: un poco de historia (y II)
Las obras que sugerían la existencia de agujeros negros no se tomaron en consideración, ya que no se conocía ningún astro que presentara características similares a las de los mismos. Y. Hagihara, por ejemplo, presentó un trabajo en 1931, calculando todos los geodésicos del resultado de la teoría de la relatividad general descubierta por Schwarzschill. A la hora de sacar conclusiones, el propio Hagihara señalaba que era muy difícil la existencia de agujeros negros, ya que teniendo en cuenta el volumen de un agujero negro que el Sol pudiera tener otra masa, la densidad debería ser 1017 veces mayor que la del agua. La estrella de mayor densidad conocida entonces (el nano blanco, amigo de Sirius), sin embargo, era 6.104 veces mayor que la del agua.
Sin embargo, como suele suceder, no todos los astrofísicos opinaban lo mismo. O. Lodge, en 1923, relativiza en gran medida el problema de la densidad presentando el siguiente ejemplo: Si para que el Sol se convierta en un agujero negro su masa habría que introducirla en una esfera de radio 3 km, o si en el caso de la Tierra tuviéramos que meter toda su masa en una esfera de radio 1 cm, considerando un grupo de estrellas el problema no es tan grave. Por ejemplo, un grupo de estrellas de la masa 1016 Mo (Mo, masa del Sol) podría incorporarse a un volumen de 1.000 años luz, con una densidad de 10-15 g/cm3. La presencia de este tipo de materi no parece imposible y circula por el límite del agujero negro. Sin embargo, con la teoría de la relatividad se comenzó a desarrollar mediante la mecánica cuántica, pronto se abrieron caminos con la predicción o, al menos, con la posibilidad de que existan pequeños cuerpos de muy alta densidad.
1931 S. Chandrasekhar y L. D. Landau demostró que existe un límite superior para la masa de enanos blancos. Si la masa del nano blanco es 1,4 veces mayor que la del Sol, la presión de la gravedad es mayor que la presión degenerada de los electrones que sostienen la estrella, provoca una contracción. En estas condiciones se funden protones y electrones dando neutrones. La presión degenerada de los neutrones impide el colapso, ya que por primera vez Landau predijo que se forma una estrella de neutrones. R en los próximos años. Oppenheimer desarrolló toda la teoría de las estrellas de neutrones. H. 1939 Snyder y G. Con Volkhoff publicó un artículo al respecto. También demostró que la presión degenerada de los neutrones tenía un límite superior (alrededor de dos o tres Masas Solares). Las estrellas de neutrones por encima de este límite se contraen y no hay más estaciones hasta que se produce el llamado agujero negro.
Tras estos trabajos se abrió un largo paréntesis en este campo de la astrofísica provocado por la Segunda Guerra Mundial. La invisibilidad de los agujeros negros y la imposibilidad de detectarlos en absoluto a través de los instrumentos de entonces, extendió más el paréntesis. Pero cuando el número de observaciones aumentó y, sobre todo, la calidad mejoró, los astrofísicos retomaron este campo y la década de los sesenta fue muy rica. J. 1967 A. Wheeler utilizó por primera vez el nombre de “agujero negro”. En el mismo año W. Israel demostró que los agujeros negros sin rotaciones son absolutamente esféricos.
El radio de la esfera, es decir, el radio hasta el límite de los sucesos del agujero negro, sólo depende de la masa, por lo que dos agujeros negros de la misma masa serían exactamente iguales. Para entonces R. Si la velocidad de giro es constante, las dimensiones y la forma del agujero negro dependen de su masa y velocidad de giro, según su estudio publicado en 1963 por Ker sobre los agujeros negros con movimiento de giro. En cuanto a su forma, podemos decir que los agujeros negros que están girando, al igual que el Sol o la Tierra, se expanden en el ecuador, siendo el diámetro polar menor. Por supuesto, los valores de velocidad de giro no pueden ser indefinidos grandes. Al igual que el giro demasiado rápido desharía la estrella, también impediría que fuera un agujero negro. A modo de ejemplo, la velocidad de giro de un agujero negro de tres masas como el Sol no se estima que pueda superar las 5.000 vueltas/s.
Hasta ahora no hemos mencionado para nada las características electromagnéticas que pueden tener los agujeros negros, pero sin duda son particularidades a tener en cuenta. En definitiva, las estrellas, y en general los astros que pueden formar agujeros negros, tienen una clara actividad electromagnética. Consciente de ello, la carga eléctrica fue muy temprana en el desarrollo del estudio de los agujeros negros. 1916 H. Reissner y, de forma independiente, G en 1918. Nordstrom liberó las ecuaciones de la teoría de la relatividad general para el caso de la masa con carga.
Si añadimos estos resultados a los de Schwarzschild nos dan una descripción del agujero negro cargado. En este caso también debemos definir el techo en cuanto a la carga que puede tener un agujero negro. De lo contrario, la fuerza de repulsión entre cargas del mismo signo impediría el agujero negro. En concreto, la carga es proporcional a la masa del agujero negro, y se estima que cuando es diez veces mayor que la masa del Sol puede rondar los 1020 C.
Sin embargo, no se considera que pueda haber agujeros negros que no sean neutros. Como la fuerza eléctrica es mucho más violenta que el gravitatorio, la materia cargada contra el agujero negro se atraería con mucha fuerza, igual que se alejaría de la misma carga. Por lo tanto, en breve se lograría el equilibrio. Sin embargo, en 1965 se realizó también un estudio de los agujeros negros de los Kerrs en rotación.
Resumiendo, pues, podemos decir que la geometría espacio-temporal de los agujeros negros estables, y por tanto todas las propiedades, sólo requieren tres parámetros descriptivos: masa, momento angular y carga. En consecuencia, sólo se distinguen cuatro tipos de orificios negros: sin giro ni carga, sin giro pero cargado, girando sin carga y con carga y movimiento de giro. Recordando lo dicho sobre la carga y teniendo en cuenta que todos los astros que se ven en el Universo tienen movimiento de rotación, podemos decir que el único resultado natural de la contracción por gravedad es el tercero.
Todavía se pueden decir muchas cosas interesantes sobre el comportamiento de los agujeros negros, y lo intentaremos en el siguiente número. De momento, para terminar, solo hay otra nota. El hecho de poder resumir todas las particularidades de la orificio a los tres parámetros mencionados, nos indica que el agujero negro no tiene ningún tipo de “memoria”, es decir, analizando el agujero negro no podemos conocer las peculiaridades del cuerpo o lo que sea que lo ha producido, a excepción de la masa, el movimiento de giro y quizás la carga aproximada. Sobre la naturaleza del creador apenas podemos decir nada.
EFEMÉRIDES SOL: 20 de marzo, 14 h 40 min (UT) entra en Aries. Comienza la primavera.
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