Buracos negros: un pouco de historia (e II)
As obras que suxerían a existencia de buracos negros non se tomaron en consideración, xa que non se coñecía ningún astro que presentase características similares ás dos mesmos. E. Hagihara, por exemplo, presentou un traballo en 1931, calculando todos os geodésicos do resultado da teoría da relatividad xeral descuberta por Schwarzschill. Á hora de sacar conclusións, o propio Hagihara sinalaba que era moi difícil a existencia de buracos negros, xa que tendo en conta o volume dun buraco negro que o Sol puidese ter outra masa, a densidade debería ser 1017 veces maior que a da auga. A estrela de maior densidade coñecida entón (o nano branco, amigo de Sirius), con todo, era 6.104 veces maior que a da auga.
Con todo, como adoita suceder, non todos os astrofísicos opinaban o mesmo. Ou. Lodge, en 1923, relativiza en gran medida o problema da densidade presentando o seguinte exemplo: Si para que o Sol convértase nun buraco negro a súa masa habería que introducila nunha esfera de radio 3 km, ou si no caso da Terra tivésemos que meter toda a súa masa nunha esfera de radio 1 cm, considerando un grupo de estrelas o problema non é tan grave. Por exemplo, un grupo de estrelas da masa 1016 Mo (Mo, masa do Sol) podería incorporarse a un volume de 1.000 anos luz, cunha densidade de 10-15 g/cm3. A presenza deste tipo de materi non parece imposible e circula polo límite do buraco negro. Con todo, coa teoría da relatividad comezouse a desenvolver mediante a mecánica cuántica, pronto se abriron camiños coa predición ou, polo menos, coa posibilidade de que existan pequenos corpos de moi alta densidade.
1931 S. Chandrasekhar e L. D. Landau demostrou que existe un límite superior paira a masa de ananos brancos. Si a masa do nano branco é 1,4 veces maior que a do Sol, a presión da gravidade é maior que a presión degenerada dos electróns que sosteñen a estrela, provoca una contracción. Nestas condicións fúndense protones e electróns dando neutróns. A presión degenerada dos neutróns impide o colapso, xa que por primeira vez Landau predixo que se forma una estrela de neutróns. R nos próximos anos. Oppenheimer desenvolveu toda a teoría das estrelas de neutróns. H. 1939 Snyder e G. Con Volkhoff publicou un artigo respecto diso. Tamén demostrou que a presión degenerada dos neutróns tiña un límite superior (ao redor de dous ou tres Masas Solares). As estrelas de neutróns por encima deste límite contráense e non hai máis estacións ata que se produce o chamado buraco negro.
Tras estes traballos abriuse unha longa paréntese neste campo da astrofísica provocado pola Segunda Guerra Mundial. A invisibilidad dos buracos negros e a imposibilidade de detectalos en absoluto a través dos instrumentos de entón, estendeu máis a paréntese. Pero cando o número de observacións aumentou e, sobre todo, a calidade mellorou, os astrofísicos retomaron este campo e a década do sesenta foi moi rica. J. 1967 A. Wheeler utilizou por primeira vez o nome de “buraco negro”. No mesmo ano W. Israel demostrou que os buracos negros sen rotacións son absolutamente esféricos.
O radio da esfera, é dicir, o radio até o límite dos sucesos do buraco negro, só depende da masa, polo que dous buracos negros da mesma masa serían exactamente iguais. Para entón R. Si a velocidade de xiro é constante, as dimensións e a forma do buraco negro dependen da súa masa e velocidade de xiro, segundo o seu estudo publicado en 1963 por Ker sobre os buracos negros con movemento de xiro. En canto á súa forma, podemos dicir que os buracos negros que están a virar, do mesmo xeito que o Sol ou a Terra, expándense no ecuador, sendo o diámetro polar menor. Por suposto, os valores de velocidade de xiro non poden ser indefinidos grandes. Do mesmo xeito que o xiro demasiado rápido desfaría a estrela, tamén impediría que fose un buraco negro. A modo de exemplo, a velocidade de xiro dun buraco negro de tres masas como o Sol non se estima que poida superar as 5.000 voltas/s.
Até agora non mencionamos para nada as características electromagnéticas que poden ter os buracos negros, pero sen dúbida son particularidades a ter en conta. En definitiva, as estrelas, e en xeral os astros que poden formar buracos negros, teñen una clara actividade electromagnética. Consciente diso, a carga eléctrica foi moi temperá no desenvolvemento do estudo dos buracos negros. 1916 H. Reissner e, de forma independente, G en 1918. Nordstrom liberou as ecuacións da teoría da relatividad xeral paira o caso da masa con carga.
Se engadimos estes resultados aos de Schwarzschild dannos una descrición do buraco negro cargado. Neste caso tamén debemos definir o teito en canto á carga que pode ter un buraco negro. Pola contra, a forza de repulsión entre cargas do mesmo signo impediría o buraco negro. En concreto, a carga é proporcional á masa do buraco negro, e estímase que cando é dez veces maior que a masa do Sol pode roldar os 1020 C.
Con todo, non se considera que poida haber buracos negros que non sexan neutros. Como a forza eléctrica é moito máis violenta que o gravitatorio, a materia cargada contra o buraco negro atraeríase con moita forza, igual que se afastaría da mesma carga. Por tanto, en breve lograríase o equilibrio. Con todo, en 1965 realizouse tamén un estudo dos buracos negros dos Kerrs en rotación.
Resumindo, pois, podemos dicir que a xeometría espazo-temporal dos buracos negros estables, e por tanto todas as propiedades, só requiren tres parámetros descritivos: masa, momento angular e carga. En consecuencia, só se distinguen catro tipos de orificios negros: sen xiro nin carga, sen xiro pero cargado, virando sen carga e con carga e movemento de xiro. Lembrando o devandito sobre a carga e tendo en conta que todos os astros que ven no Universo teñen movemento de rotación, podemos dicir que o único resultado natural da contracción por gravidade é o terceiro.
Aínda se poden dicir moitas cousas interesantes sobre o comportamento dos buracos negros, e tentarémolo no seguinte número. De momento, paira terminar, só hai outra nota. O feito de poder resumir todas as particularidades do orificio aos tres parámetros mencionados, indícanos que o buraco negro non ten ningún tipo de “memoria”, é dicir, analizando o buraco negro non podemos coñecer as peculiaridades do corpo ou o que sexa que o produciu, fóra da masa, o movemento de xiro e quizais a carga aproximada. Sobre a natureza do creador apenas podemos dicir nada.
EFEMÉRIDES SOL: 20 de marzo, 14 h 40 min (UT) entra en Aries. Comeza a primavera.
PLANETAS
|
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
