El tamaño de los agujeros negros.

Sabemos que los agujeros negros son regiones del espacio de donde nada puede escapar.
Cuando un cuerpo tiene masa M, genera un campo gravitatorio del que es necesario una velocidad mínima para escapar. Por debajo de esa velocidad, volveremos a caer luego de alcanzar cierta altura.

La relación dada por:

V² = 2GM/R

nos vincula la velocidad V de escape con la masa del cuerpo y su radio, suponiéndolo esférico (por ejemplo un planeta o estrella), donde G es la constante de gravitación Universal (https://es.wikipedia.org/wiki/Constante_de_gravitaci%C3%B3n_universal ). Esa expresión se obtiene de relacionar la energía potencial gravitatoria y la cinética de un cuerpo cuando está sobre otro de masa M y cuando está en el infinito luego de escapar.

Puede verse que a menor radio, debe aumentar la velocidad de escape.
Si se llega a un valor R_*, la velocidad de escape será la velocidad de la luz C. A ese radio se lo conoce como radio de Schwarzschild. Por debajo de ese radio ni la luz podrá escapar, y como nada puede superarla, nada podrá escapar.
Nace así un agujero negro. Una región del espacio de donde nada sale. Incluso el objeto generador de ese agujero negro puede seguir colapsando, pero eso no lo notaremos porque nada se observa dentro de ese radio límite, por lo que el radio de Schwarzschild también es conocido como horizonte de sucesos.

Todo cuerpo ejerce gravedad y tiene una velocidad de escape. Luego, todo cuerpo puede colapsar hasta convertirse en un agujero negro. Lo que sucede es que los objetos menores de 3 masas Solares no colapsan por sí solos por no tener tanta masa y tanta autogravitación. De esta manera, no se convierten en agujeros negros a menos que se los comprima.

Si en la ecuación anterior imponemos la condición de que la velocidad de escape sea la de la luz, podremos despejar el valor del radio límite para una determinada masa.
Eso queda:

R_* = 2GM/C²

y ese es el radio del agujero negro. Luego, si conocemos la masa de un objeto (por ejemplo por su acción gravitatoria en sus vecindades) podemos saber el tamaño del agujero negro que generaría o está generando.

Por ejemplo: una masa de una tonelada (1000 Kgr.) debe comprimirse hasta un radio de 0,00000000000000000000000148 mts. para que se convierta en un agujero negro.
El siguiente video nos muestra los tamaños de los agujeros negros generados por estrellas masivas y de los que viven en el centro de las galaxias.

Video: Black Hole Comparison

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Referencia:

• This Stunning Video on The True Scale of Black Holes Might Just Crush Your Brain | FIONA MACDONALD.
  https://www.sciencealert.com/this-video-on-the-true-scale-of-black-holes-might-just-crush-your-brain
  

pdp.

¿Qué veremos con el Telescopio de Horizonte de Eventos?

Se proyecta observar el centro galáctico para tener registros observacionales de Sgr.A*.
El agujero negro supermasivo que radica en el centro de la Vía Láctea es conocido como Sgr.A*. Eso se debe a que se encuentra en la constelación de Sagitario (abreviada Sgr. o Sag.). El asterisco denota su actividad o excitación, y la letra “A” indica que es la primera y más brillante fuente de rayos X en detectarse en esa zona (pdp, 07/sep./2017, El asterisco de Sag.A, https://paolera.wordpress.com/2017/09/07/el-asterisco-de-sag-a/).

Veamos cómo se planea observarlo.
Los telescopios dependen de su diámetro o abertura para ser potentes y poder observar objetos muy lejanos. A mayor abertura, corresponde mayor capacidad de observación.
Pero para observar a Sgr.A*, este tipo de telescopio no es lo más indicado.

Muchos objetos astronómicos (como las estrellas) se observan puntuales debido a la distancia a la que se encuentran; pero en realidad, tienen dimensiones, y a veces muy grandes. La luz tiene un comportamiento ondulatorio. Luego, la luz que parte de diferentes lugares de un objeto, recorre diferentes caminos hasta nosotros y esos rayos de luz se interfieren entre ellos. Si varios observadores analizan esa interferencia desde diferentes lugares del Planeta, podemos resolver el tamaño y forma de ese objeto. A esta técnica se la llama interferometría y ya se la utilizó para observar estrellas, por ejemplo a Betelgeuse (pdp, 06/ene/2010, Betelgeuse, https://paolera.wordpress.com/2010/01/06/betelgeuse/).

La idea es utilizar varios radiotelescopios (telescopios que detectan energía emitida en radio-ondas) a manera de un gran sistema interferométrico. La ventaja de las ondas de radio, es que atraviesan el polvo y material que hay en el plano galáctico y el que pueda haber en el espacio entre Sgr.A* y nosotros.

Veamos qué esperamos ver con el telescopio de horizonte de eventos.
Un agujero negro es una región del espacio de donde no escapa ni la luz. A su límite se lo conoce como horizonte de eventos ya que la luz entra por él pero no sale.Luego, no esperemos ver luz, preparémonos a ver sombras.
Recordemos que Sgr.A* tiene un disco de materia que cae arremolinadamente hacia Él. En la parte exterior de ese disco, la materia que gira en torno a Sgr.A* se encuentra con la que está precipitando hacia el agujero negro y en ese choque libera energía. Así, en esa región puede haber energía irradiada en forma de frente de choque (recordemos esta región).
Luego de ese choque, la materia se frena y continúa cayendo en forma de remolino aumentando nuevamente su velocidad a medida que se acerca a Sgr.A*. Ya cerca del agujero negro, su autorfricción, dada por su velocidad y densidad, es tan grande que se recalienta y vuelve a emitir energía, esta vez en una región que rodea a Sgr.A*.
Ese disco tiene un cierto espesor e inclinación respecto del fondo del cielo. Luego, hay un aparte de ese disco entre nosotros y el agujero negro. Lo que está detrás de Sgr.A* no lo veremos a menos que el disco esté muy inclinado respecto del fondo. Así, observaremos una región obscura (el agujero negro) donde una parte está detrás de una región iluminada. Digamos que veremos una parte del agujero negro.
Si la inclinación del disco es muy grande, podríamos llegar a ver un resplandor de la parte brillante que queda detrás del agujero negro; y en el centro, el agujero negro dado por una región obscura.
En alguna parte, podría observarse una mancha más luminosa. Sería esa región explicada antes, donde la materia del disco choca contra la que precipita desde “afuera” en las regiones exteriores.
Además, el disco puede estar inclinado respecto de nuestra horizontal o línea de los ojos.
No nos olvidemos de la existencia de los chorros de materia y energía bipolares perpendiculares al disco de acreción.
Finalmente, recordemos que todo esto está deformado por la masa de Sgr.A* que modifica la marcha de los rayos de luz que nos puedan llegar (en este caso de gran longitud de onda, la equivalente a la radiofrecuencia), o sea que deforma el espacio-tiempo que observamos.

Con esto en mente, podemos esperar cosas como estas.

GRMHD SIMULATIONS OF VISIBILITY AMPLITUDE VARIABILITY FOR EVENT HORIZON TELESCOPE IMAGES OF SGR A*, L. MEDEIROS ET AL.

HIGH-ANGULAR-RESOLUTION AND HIGH-SENSITIVITY SCIENCE ENABLED BY BEAMFORMED ALMA, V. FISH ET AL.

Referencia:

• This Is How We Will Successfully Image A Black Hole’s Event Horizon, 10/oct/2018, E. Siegel.
  https://medium.com/starts-with-a-bang/this-is-how-we-will-successfully-image-a-black-holes-event-horizon-f70fc584850d

Fuentes:

• arXiv:1601.06799v3 [astro-ph.HE] 6 Aug 2018, GRMHD SIMULATIONS OF VISIBILITY AMPLITUDE VARIABILITY FOR EVENT HORIZON TELESCOPE IMAGES OF SGR A*, Lia Medeiros et al.
  https://arxiv.org/pdf/1601.06799.pdf
• arXiv:1309.3519v1 [astro-ph.IM] 13 Sep 2013, HIGH-ANGULAR-RESOLUTION AND HIGH-SENSITIVITY SCIENCE ENABLED BY BEAMFORMED ALMA, VINCENT FISH et al.
  https://arxiv.org/pdf/1309.3519.pdf

pdp.

 

Los agujeros negros clásicos podrían no existir.

Los agujeros negros son regiones del espacio de las que no puede escapar ni la luz. A su límite, se lo conoce como horizonte de sucesos o radio de Schwarzschild [1].
Este modelo clásico de agujero negro fue presentando diferentes interrogantes y paradojas.
La Física cuántica establece que, bajo ciertas condiciones, la energía (la materia es una forma de energía) podría salir de un agujero negro.

Cuando un objeto cae hacia un agujero negro, a medida que se acerca al horizonte de sucesos se va deformando, estirando por mareas gravitatorias hasta que físicamente de desmenuza o despedaza. Pero otra teoría dice que en el horizonte de sucesos hay tanta energía que el cuerpo se quemaría por completo. A esto se lo conoce como la paradoja de la pared de fuego (firewall paradox [2]). Algo es cierto; un objeto en caída libre siente las mismas leyes físicas no importa si está cayendo en un agujero negro o está orbitando.
La radiación Hawking dice que un agujero negro se va evaporando con el tiempo, lo que origina la paradoja de Hawking. En ella, se plantea la duda de dónde va a parar la materia que cayó en un agujero negro cuando éste termina evaporádose. El mismo Hawking llegó a pensar que si bien esa radiación es posible, tal vez no se esté dando.

Un nuevo modelo viene a resolver estos interrogantes.
Según la cuántica, el horizonte de un agujero negro, presenta fluctuaciones bruscas del espacio – tiempo, por lo que no es una simple superficie de la que la luz no puede salir.
Hawking plantea que los agujeros negros tienen como verdadero límite, un horizonte aparente, donde la luz queda suspendida cuando llega a él escapando del interior del agujero negro. En principio, el horizonte de sucesos y el aparente podrían coincidir, aunque son bien distinguibles. El horizonte de sucesos podría ser menor al aparente y crecer hasta superarlo en caso de que el agujero negro absorba mucha materia.
La materia que cae en el agujero negro, atraviesa sin mayores consecuencias al horizonte aparente y no tiene por qué llegar al centro del agujero negro atravesando el horizonte de sucesos. En esa región comprendida entre ambos, se dan las condiciones que la cuántica predice para que la energía pueda escapar. Así, no sólo queda a salvo la radiación Hawking sino que deja de existir la paradoja Hawking relacionada.
Más aún, los agujeros negros podrían no tener horizonte de sucesos, sólo el aparente. De esta manera, los agujeros negros “clásicos” tal como los estimamos, podrían no existir ya que contradicen muchos aspectos de la Física Cuántica.

No obstante, para que esto quede definido sin dudas, es necesario una teoría que contemple la unión de la fuerza gravitatoria con las otras que se dan en la Naturaleza, pero esa teoría aún no está disponible.

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Referencias:

1. http://es.wikipedia.org/wiki/Radio_de_Schwarzschild
2. http://www.nytimes.com/2013/08/13/science/space/a-black-hole-mystery-wrapped-in-a-firewall-paradox.html?pagewanted=all&_r=0

• La Paradoja Hawking – https://paolera.wordpress.com/2013/01/07/la-paradoja-hawking/

Fuentes:

• Information Preservation and Weather Forecasting for Black Holes – http://arxiv.org/abs/1401.5761
• Stephen Hawking: ‘There are no black holes’ – http://www.nature.com/news/stephen-hawking-there-are-no-black-holes-1.14583
• Imagen en: http://www.nature.com/news/dummy-jpg-7.15143?article=1.14583

pdp.

G2 sería de naturaleza estelar y no tendría cola de materia.

G2, es la abreviatura de Gillesen+2012 (no confundir con el tipo espectral del Sol). Es una nube de gas aproximándose a SrgA*, el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea.
Para principios del 2014 se espera que pase por el periastro o punto de su órbita más cercano a SrgA* a unos 2400 radios de SgrA*, en realidad a 2400 veces el  horizonte de sucesos [1] (radio a partir del cual ya no se observa qué hay dentro porque la luz no puede escapar de su interior. Así, el agujero negro puede ser menor al radio u horizonte de sucesos y no lo notamos). A pocos meses del evento, no se detectó cambios en su órbita.
En las imágenes infrarrojas, se pueden apreciar otras fuentes en esa radiación además de G2, lo que demuestra que no es la única fuente cercana a al centro galáctico.
Se acentúa su naturaleza estelar, ya que se evidencia un objeto dentro de la nube y lo más probable es que sea una estrella. En total forman un sistema de unas 4 masas terrestres y una porción de esa masa será arrancada gravitacionalmente hacia SrgA*. De tratarse solamente de una nube, ya se deberían estar observado algunos efectos causados por caía al agujero negro. La no detección de éstos, apoya la idea de que se trata de un objeto envuelto en una tenue nube de gas.
Por un momento se pensó que G2 tenía una cola de materia. Ahora, se estima que en realidad es una estructura de gas independiente.
Pronto, en alrededor de unos 6 meses, se espera observar los resultados de la acreción de G2 sobre SgrA*. Es la primera acreción pronosticada, lo que permitirá obtener datos de sumo valor para entender la manera de alimentarse de los agujeros negros

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Referencias:

1. http://es.wikipedia.org/wiki/Horizonte_de_sucesos

• Posible Estrella en el Interior de G2. – https://paolera.wordpress.com/2013/04/23/posible-estrella-en-el-interior-de-g2/

Fuente:

• The Keplerian orbit of G2 – http://arxiv.org/abs/1312.1715

pdp.

Elementos Pesados en 4U1630–47

Los Agujeros Negros (ANs)[1], absorben la materia que está a su alcance, esto es la que no llega a escapar de su límite u horizonte de sucesos[2] del cual ni la luz puede salir.
La materia que cae en él pasa por procesos de una verdadera digestión.
Si se trata de un objeto que pasa cerca de él (o va directo) las partes más cercanas al AN sienten más gravedad que las más alejadas y se deprenden por mareas gravitatorias, como quien le da un bocado.
Puede darse que en el AN caiga materia proveniente de una nube o estrella cercana. En ese caso la materia se arremolina. Sus partículas chocan entre ellas (autofricciona) y la materia se calienta al punto de emitir energía en Rayos X [3].
El AN eyecta chorros de esa materia que cae en él, como un glotón que desparrama alimento mientras come. Esos chorros de materia y energía aun no son explicados satisfactoriamente, pero salen por los polos en direcciones opuestas.

El caso del AN binario 4U1630–47 es similar al de otros. Está absorbiendo la materia que le dona su estrella compañera. En sus Jets hay electrones relativísticos moviéndose a velocidades cercanas a la de la luz. Además, se hallaron núcleos de átomos de elementos pesados como Hierro y Níquel.
Este AN presenta además variaciones en su actividad presentando eclosiones de duración variada, de 100 a 200 días con casos de casi 10 meses (una duró casi 2,5 años) a intervalos de diferentes escalas de tiempo, de 600 a 700 días.

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Referencias:

1. http://es.wikipedia.org/wiki/Agujero_negro
2. http://es.wikipedia.org/wiki/Horizonte_de_sucesos
3. http://es.wikipedia.org/wiki/Rayos_X

Fuentes:

• Suzaku discovery of iron absorption lines in outburst spectra of the X-ray transient 4U 1630-472 – http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610496
• Complex outburst behaviour from the black-hole candidate 4U 1630-47 – http://arxiv.org/abs/astro-ph/9706135
• Black_hole_boasts_heavyweight_jets – http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Black_hole_boasts_heavyweight_jets

pdp.