Forats negres: una mica d'història (I)
En els últims anys els forats negres s'han convertit en objectes de gran prestigi. Aquests astres, que tenen una intensitat suficient perquè la zona de gravetat no surti de la seva influència ni tan sols la pròpia llum, permeten que res més surti del seu interior. Per tant, els forats negres són àrees de l'espai totalment aïllades de la resta de l'Univers. Seguiran ingeriendo la matèria que pogués haver-hi en el seu entorn, però al no poder treure res del seu interior, en cap cas es pot obtenir informació de la mateixa o conèixer el que allí succeeix. Aquestes sorprenents peculiaritats s'han convertit en una cosa atractiva i han traspassat l'àmbit de la ciència, apareixent amb freqüència també en els àmbits cinematogràfic i literari.
Si el nom de “forat negre” es va proposar fa vint anys i la moderna teoria de forats negres no té molts anys més, la idea d'astres massius que no deixarien escapar la llum és molt més anterior. J. 1783 Mitchel, professor de Cambridge, va publicar un treball calculant el radi necessari perquè la velocitat de fuita d'una estrella de la mateixa densitat que el Sol fos la de la llum. Com és sabut, la velocitat de fuita és la velocitat necessària perquè un cos surti de la gravetat d'un altre. Imaginem que volem enviar un espai a un altre planeta.
Si en llançar la velocitat de l'espai és inferior a la velocitat de fuita de la Terra (11,2 km/s), l'espai anirà ascendint o perdrà energia (velocitat) i en un moment donat la seva velocitat serà zero. Després es desvia el moviment i torna a caure a la Terra. Si la velocitat supera els 11,2 km/s, l'energia de l'espai serà suficient per a avançar en l'espai interplanetari i escapar de la influència de la Terra.
Com dèiem anteriorment, si la velocitat de fuita d'un astre fos superior a la de la llum (300.000 km/s), la pròpia llum tampoc podria sortir del seu camp de gravetat. La velocitat de fuita solar és de 618 km/s. J. Segons els càlculs de Mitchel, una estrella de densitat del Sol hauria de tenir un radi cinc-centes vegades major que el del Sol perquè la llum estigui també limitada al seu camp de gravetat.
El científic britànic no va ser l'únic que es va adonar i es va ocupar d'aquest problema. P. s. Laplace, en un treball publicat en 1799, va demostrar que la velocitat de fuita d'una estrella de ràdio R = 1,48.10-27 M (amb la massa de l'estrella M en kg) era la velocitat de la llum. A aquests objectes que descrivim Laplace els va denominar “cossos foscos”.
Sembla lògic pensar que aquestes idees es basaven en la teoria corpus de la llum. En el segle següent, no obstant això, es va imposar la teoria d'ones i des d'aquest punt de vista era més difícil comprendre com la gravetat podia afectar la llum. Potser per això Laplace no va incloure les conjectures sobre cossos foscos en posteriors publicacions.
Les referències a cossos foscos o forats negres no eren XX. Reexponerlo fins a principis del segle XX. El desenvolupament d'una teoria completa i completa no podia fer-se fins que Einstein va publicar en 1915 la teoria de la relativitat general i els astrofísics van començar a comprendre els últims passos de l'evolució de les estrelles. Pot pensar-se que tenint en compte la duplicitat ona/fracció en la qual es basa la mecànica quàntica, considerant que la llum està formada per fotons, els treballs de Mitchel i Laplace podrien tornar a ser útils.
No obstant això, aquests treballs han estat realitzats des del punt de vista de la mecànica clàssica i no tenen en compte algunes particularitats de la llum. No podem comparar la llum generada per una estrella amb l'espai. Aquesta última perd velocitat en augmentar l'altura, però la velocitat de la llum és constant i no disminueix malgrat allunyar-se de l'estrella. Un dels resultats de la teoria d'Einstein és com la gravetat afecta a la llum.
Segons la teoria general de la relativitat, el recorregut de la llum és el camí i la distància més curta entre dos punts. Quan l'espai està buit, aquesta via és directa, però quan hi ha un cos el seu camp de gravetat deforma l'espai circumdant, inclinant també la trajectòria de la llum. En la primera figura es mostra un exemple d'aquest efecte: el raig de llum que va travessant l'espai es torna quan passa per un cos massiu.
C. 1916 Schwarzschild va utilitzar la teoria d'Einstein per a analitzar la situació de l'espai al voltant d'un punt de gran massa, per a definir teòricament el forat negre sense rotació. El científic alemany va calcular també el radi del forat negre obtenint el mateix valor que Laplace. La superfície esfèrica definida pel radi es denomina límit d'esdeveniments i tot el que està en el seu interior constitueix un forat negre.
Per tant, no és possible sortir d'ell. Quant al recorregut de la llum, les diferents situacions descrites en la figura 2 ens ajudaran a comprendre el problema. Si considerem el cas d'una primera estrella simple, (a), el camp de gravetat no serà molt forta i la llum escaparà seguint el recorregut correcte. Si considerem que l'estrella es contreu, (b), la mateixa massa s'acumula en un volum menor i els raigs surten cap a fora, però desviant-se per la trajectòria recta. En definitiva (c), els raigs s'ajupissin completament, retornant a la superfície que han estat reproduïdes (en el cas del forat negre).
No obstant això, els forats negres no podien dir si existien o no en l'Univers tal com van ser definits matemàticament per Mitchel, Laplace o Schwarzschill. A continuació, els treballs d'astrofísica van ser els que van canalitzar el problema, però les aportacions dels astrofísics es discutiran en el següent número.
EFEMÈRIDES SOL: El 18 de febrer entra en Peixos en 15h 35m (UT).
PLANETES
|
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
