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El espacio-tiempo alrededor de un agujero negro

 

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Una supergigante
Una supernova
Nucleosíntesis estelar
Una estrella de neutrones
Un púlsar
La radiación de los púlsares

Las fuentes X y gamma
Las fuentes de rayos X
El enigma de las explosiones de rayos gamma
El origen de las explosiones de rayos gamma

La relatividad restringida
El fin del espacio absoluto
La relatividad restringida
La dilatación del tiempo
La contracción del espacio y el espacio-tiempo

La relatividad general
El principio de equivalencia
La relatividad general y la curvatura del espacio-tiempo
Las verificaciones de la relatividad general
La onda gravitacional
La lente gravitacional

Los agujeros negros
Un agujero negro
El espacio-tiempo alrededor de un agujero negro
Un agujero negro histórico: Cygnus X-1

 

 

 

 

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Imagen que ofrece una fotografía del sol en rayos x. Crédito: NASA Goddard Laboratory for Atmospheres

 

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Visión artística de un agujero negro con disco de acreción. Crédito: Jörn Wilms (Tübingen) et al.; ESA

El espacio-tiempo alrededor de un agujero negro

Reanudemos la imagen de un tejido elástico como representación del espacio en relatividad. El agujero negro corresponde a una bola tan pesada que se hunde profundamente en el tejido hasta desaparecer. La bola es invisible en lo sucesivo y únicamente detectable por la presencia de un agujero en el tejido elástico. Del mismo modo, es imposible ver un agujero negro, pero se puede adivinar por la presencia de una importante distorsión del espacio y el tiempo en su vecindad.

La distorsión del tiempo

Las propiedades más asombrosas son las que conciernen a la distorsión del tiempo alrededor de un agujero negro. Como lo hemos visto, el tiempo fluye más lentamente en un campo gravitacional fuerte. Es en el caso extremo de un agujero negro donde esta clase de efecto es particularmente espectacular.

Imagínese en situación de observar a lo lejos a un amigo suficientemente intrépido para querer hundirse en un agujero negro. Al mismo tiempo que va a acercarse a éste, verá su reloj girar cada vez más lentamente. El desplazamiento de la aguja correspondiente a un segundo tardará cada vez más tiempo, un minuto, una hora, un día, un mes… En el momento en que alcance el radio de Schwarzschild, este movimiento requerirá un tiempo infinito. La imagen de su amigo quedará fija para la eternidad.

Para su amigo, por el contrario, se invertirá la situación. Cuando mira la hora en su reloj, no observará nada especial. Pero mirando la de usted quedará sorprendido. Verá girar la aguja cada vez más rápidamente, una vuelta se realizará en un segundo, un milisegundo, un microsegundo … observará pronto la vida de las estrellas desarrollarse en una fracción de segundo, luego, alcanzando finalmente el radio de Schwarzschild, podrá observar toda la historia futura del Universo.

No es necesario precisar que no hay billete de vuelta para tal viaje. La frontera definida por el radio de Schwarzschild solo deja pasar en un sentido.

El efecto Einstein

La descripción de más arriba no es completamente correcta, un agujero negro, visto desde el exterior, no es una colección de imágenes de astronautas aterrados. De hecho, otro efecto viene a superponerse a la desaceleración del tiempo. Como lo hemos visto, la luz es afectada por la presencia de la gravedad a través del efecto Einstein. Cuanto más fuerte es el campo gravitacional de un astro,  más se debilitan los fotones que se escapan, y se desplazan hacia longitudes más grandes de onda.

Así pues, cuando su amigo se acerca al radio de Schwarzschild, los fotones que constituyen su imagen se vuelven menos energéticos. En primer lugar, son desplazados hacia el rojo, luego, salen del ámbito visible. Su imagen, en vez de quedar suspendida, va a desaparecer poco a poco y dejar sitio a un negro más característico del objeto central.

Las fuerzas de marea

Tengamos en cuenta un último efecto que va a revelarse dramático: la implicación de las fuerzas de marea. Si la intensidad del campo gravitacional alrededor de un agujero negro es enorme, sus variaciones con la distancia al centro lo son igualmente.

Imaginemos que su amigo cae primero con los pies hacia el agujero negro. El campo de gravedad, que aumenta con la distancia desde el centro hacia abajo, será más fuerte al nivel de los pies que en la cabeza. Eso significa que los pies de su amigo se acelerarán más que su cabeza. Por lo tanto, su cuerpo va a estirarse en el sentido de la longitud, en primer lugar ligeramente, luego cada vez más fuerte, con las consecuencias fatales que se pueden temer (de ahí el encantador nombre de efecto espagueti).

 

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Vista artística de la muerte de una estrella que se acercaría demasiado a un agujero negro. Las fuerzas de marea producidas por el agujero negro son capaces de deformar la estrella hasta que se disemine y libere el gas que la componía. Este fenómeno no es puramente teórico, indirectamente ha sido observado en los rayos X por el satélite XMM y Chandra en 2004 en el centro de la galaxia RXJ1242-11. Crédito: ESA/. Komossa

Los agujeros negros en rotación

Otros fenómenos fascinantes se producen cuando el agujero negro está en rotación, lo que probablemente es el caso la mayoría de las veces. La solución de las ecuaciones de la relatividad general, en este caso sólo ha sido encontrada en los años sesenta, una prueba de más complejidad de las ecuaciones de Einstein.

Una de las características de este caso hipotético es el hecho de que la singularidad central no es ya específica, sino que toma la forma de un anillo.

Otra característica es el efecto de arrastre sobre el espacio-tiempo. En efecto, la influencia del agujero negro sobre la geometría del espacio-tiempo es muy fuerte. La rotación del astro debe reflejarse sobre esta geometría, así pues, también sobre el movimiento de los cuerpos que pasa en las cercanías. Así, un observador inmóvil cerca de un agujero negro en rotación va a ponerse a derivar ligeramente en el sentido de la rotación.

Desplazándose, el observador puede previamente oponerse fácilmente a este movimiento. Pero acercándose al agujero negro, va a entrar en una región llamada ergosfera en la cual es imposible quedarse parado. A pesar de sus esfuerzos para resistir, nuestro observador va a ser implicado por la rotación del espacio-tiempo, un poco como un barco que se habría acercado demasiado a un remolino.

Eso no significa, sin embargo, que vaya a caer en el agujero negro. La ergosfera es una región de la que se puede escapar, a condición, no obstante, de tener cuidado de no alcanzar el radio de Schwartzschild.

Tres parámetros

Tengamos en cuenta aún una propiedad notable de los agujeros negros. Contrariamente a todos los demás cuerpos del universo, estos astros pueden completamente describirse con ayuda de un número muy pequeño de parámetros. Basta con conocer su masa, su momento angular, que caracteriza la rotación, y su carga eléctrica.

Esta simplicidad debe compararse con una descripción completa de una estrella normal que debería tener en cuenta todas las partículas implicadas, su naturaleza, su posición o su energía, y requeriría así un número increíble de datos.

Al contrario, toda la información sobre un agujero negro está contenida en tres parámetros. La razón es simple: cuando la estrella masiva se colapsa sobre sí misma, toda la información sobre sus partículas desaparece dentro del radio de Schwartzschild. Toda esta información está, así pues, perdida para el mundo exterior, y el agujero negro aparece entonces como una simple deformación del espacio-tiempo, que tres números son suficientes para definir.

 

 

ASTRONOMÍA Y ASTROFÍSICA - ANTONIO HERAS - SON FERRER (CALVIÁ)

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