Agujeros gy kendraM 1 110R6pF I S, 2011 14 pagcs INTRODUCCION Un agujero negro u hoyo negro es una región del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que provoca un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, puede escapar de dicha región. La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad de un agujero negro» provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es debido a la gran cantidad de energía del objeto celeste.
El horizonte de sucesos epara la región de agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del es acioa artir de la cual ninguna partícula puede salir, Incluyen es estudlada por PACE 1 or la relatividad general, cia de los agujeros S»ipeto iew negros y fue su prim indici , Hawking y Ellis nos bre la ocurrencia y demostraron varios t geometría de los agu Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L..
Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas bi Swp to page binarias y galaxias activas. CAPITULO EL PROBLEMA 1. Planteamiento del problema. Los agujeros negros son ocasionados por la explosión de estrellas moribundas las cuales luego de un proceso natural empiezan a acumular una enorme concentración de masa en un radio mínimo de manera que la velocidad de escape de esta estrella es ayor que la velocidad de la luz.
A partir de esto la ex estrella no permite que nada se escape a su campo gravitatorio, inclusive la luz no puede escapar de ella, debido a eso todo cuerpo que sea atraído por este, no podría ser extraído ni se podría determinar su ubicación ya que los mismos son invisibles a los telescopios comunes y se sabe de su existencia porque se utiliza mediadores de rayos X para detectarlo, pues los agujeros negros son grandes emisores de estos rayos debido a la pérdida superficial de materia por parte de un cuerpo que es absorbido por un agujero egro.
El primero en identificar un agujero negro fue el físico teórico y un gran experimentador, en astronomía, óptica, magnetismo, gravitatorio y geología John Michell, quien realizo estudios en la Universidad de Cambridge y su experimento buscaba medir la constante de la gravitacion universal a partir de una balanza de torsión que invento en 1783. Posteriormente otros investigadores tuvieron concepciones correlativas a la primera, siendo el científico John Weeler quién mantuvo una teoría desde el punto de vista de la naturaleza ondulatoria de la luz (onda-partícula)
Dada la naturaleza de estos cuerpos y su origen se podría decir que es inevitable la forma naturaleza de estos cuerpos y su origen se podría decir que es inevitable la formación de estos, lo cual pondría en riesgo el Universo y su sistema Solar, lo cual permite preguntar lo siguiente ¿Correría Riesgo alguno el universo? 12. 1 Objetivo General. Demostrar La fuerza de atracción de los agujeros negros en el universo 1. 2. 2 Objetivos Específicos. Estudiar el origen, dinámlca y comportamiento de los agujeros negros.
Analizar las técnicas de observación y medición de los Determinar las características de La fuerza de atracción que ejercen los agujeros negros sobre cuerpo cercanos Simular los agujeros negros 1. 2. 3 Justificación Debido a la dinámica y el movimiento constante y cambiante del universo y el sistema solar, se realizo esta investigación para observar los posibles riesgos que se presentarían ante la proximidad de un agujero negro, cuerpo celeste que está en constante crecimiento absorbiendo hacia su interior cuerpos celestes de menor densidad.
Todo esto se hace con el propósito de dar a conocer las posibles consecuencias que puede traer al planeta el acercamiento de un gujero negro. Este proyecto, por lo pronto, busca a satisfacer las necesidades de conocimiento de los ciudadanos con respecto a estos cuerpos celestes (Los agujeros negros). 1. Alcances y limitaciones Instituto Pedagógico de Barquisimeto ), bibliográfico (Libros, enciclopedias, folletos, entre otros) y electrónico (paginas de Internet, blogs, entre otros), que facilita y/o permite profundizar un poco mas el tema de los agujeros negros objetos de estudio en esta investigación, ya que no se tiene los equipos tecnológicos, mecánicos y eléctricos, como tampoco con investigadores, y ientíficos e instituciones que puedan respaldar el contenido teórico obtenido por fuentes bibliográficas y electrónicas y así poder realizar un estudio mas profundo y detallado sobre estos cuerpos celestes de gran magnitud y fuerza gravitatoria imperceptibles al ojo humano. Reallzar un estudio mas profundo y detallado sobre estos cuerpos celestes de gran magnitud y fuerza gravitatoria imperceptibles al ojo humano. CAPITULO II MARCO TEORICO 1 . ANTECEDENTES HISTORICOS. Grandes científicos realizaron estudios en épocas distintas para finalmente llegar a una definición adecuada, estos fueron: Posteriormente en 1798 Cavendish perfeccionó la balanza de torsión y volvió a realizar el experimento, que ha pasado a denominarse experimento Cavendish, midiendo la constante de la gravitación universal y calculando la masa y densidad de la Tierra.
Pues bien, Michell se disponía a encontrar la distancia de la estrella Sirio, la más brillante del firmamento, aplicando métodos fotométricos y conociendo la velocidad de la luz. Esta había sido determinada por James Bradley en 1725 a partir de la aberración estelar, obteniendo un valor de 301 km/s. Michell partía del argumento de la existenci 0F estelar, obteniendo un valor de 301 ,000 km/s. Michell partía del argumento de la existencia de agrupaciones estelares atra(das gravitacionalmente y por tanto tenían que existir estrellas dobles. Las observaciones sobre estos sistemas dobles le proporcionaban un método para hallar la masa, la distancia y la magnitud estelar. Era tan sencillo como medir el periodo y la distancia mutua entre las estrellas del sistema binario.
Aplicando la tercera ley de Kepler conocería la masa del sistema y la distancia a partir de la disminución de la velocidad de la luz debida ala atracción del Sol. Esta idea surgía como he dicho anteriormente de considerar la luz como partículas de masa que interaccionan con la gravedad. Cavendlsh Publico sus ideas en 1784 en Philosophical Transactions de la Royal Society. En 1795 Pierre-Simon Laplace en su «Exposition du Systeme du Monde», hace notar, al gual que Michell, que de acuerdo con la teoría newtoniana de la gravedad y la teoría corpuscular de la luz de Newton, la luz no podría escapar de un cuerpo celeste tal que 2GM/Rc2> 1, donde M es su masa, R es su radio, G la constante de la gravitación universal y c la velocidad de la luz.
Textualmente ice: Un astro luminoso de la misma densidad de la Tierra, y cuyo diámetro fuera 250 veces mayor que el del Sol, no dejaría, en virtud de su atracción, que ninguno de sus rayos llegara hasta nosotros; es, pues, posible que los cuerpos luminosos mayores del universo sean, por su propia naturaleza, invisibles» Las conclusiones de Laplace son bastante ciertas, según los datos actuales el diámetro s OF actuales el diámetro tiene que ser 245 veces el diámetro solar. Pero hay que tener en cuenta que estas afirmaciones, tanto de Michell como de Laplace se basan en la física cláslca. Es decir, onsideran que la velocidad de la luz puede frenarse y tiene un comportamiento corpuscular formado por partículas con masa. Curiosamente utilizando la física relativista se obtiene la misma ecuacion. En 191 5 Einstein desarrolló la teoría de la relatividad general y demostró que la luz era influenciada por la interacción gravitatoria el fenómeno de colapso gravitacional que da origen ala creación de los agujeros negros.
Dado que el potencial gravitatorio es no lineal, al llegar a ser del orden del cuadrado de la velocidad de la luz puede crecer indefinidamente, apareciendo una singularidad en las soluciones. El estudio de los agujeros negros se ha convertido en pocos años en una de las áreas de estudio de mayor actividad en el campo de la cosmología, este publico sus conclusiones en la Comunidad Científica. Schwarzschild (1873-1916), astrónomo, matemático y físico alemán, nacido en Frankfurt, que predljo la existencia de los agujeros Negros. Sus primeros dos artículos sobre astronomía fueron publicados mientras estaba en la escuela. Después de estudiar en las universidades de Estrasburgo y Munich, fue nombrado director del Observatorio de Gotinga en 1901 y del Observatorio Astrofísico de Potsdam en 1909.
En 1916 postuló el ‘radio de Schwarzschild’ (medida del tamaño de un agujero negro de Schwarzschild, es decir, ‘radio de Schwarzschild’ (medida del tamaño de un agujero negro de Schwarzschlld, es decir, un agujero negro de simetría esférica y estático. Se corresponde con el radio aparente del horizonte de sucesos, expresado en coordenadas de Schwarzschild. )Sobre la base de la teoría general de la relatividad propuesta por Albert Einstein: cuando una estrella de gran masa explota como una supernova, puede desprender un residuo tan compacto que permanece por completo dentro de este radio. Nada, ni siquiera a luz, puede escapar de su intenso campo gravitatorio.
A estos objetos se les conoce como agujeros negros. Chandrasekhar en 1930 ingresó en el Trinity College de la Universidad de Cambridge, Inglaterra. por aquel entonces leyó uno de los libros de Arthur Eddington, The Internal Constitution of Stars, que le influyó profundamente. En dicho libro, Eddington sostenía que las estrellas acababan sus vidas transformadas en objetos pequeños del tamaño de la Tierra y conocidos como enanas blancas, tras agotar sus fuentes de energ[a. Chandrasekhar incluyó en sus cálculos efectos de tipo cuántico relativistas, concluyendo que tan sólo las estrellas de baja masa podían terminar sus vidas tal y como Eddington había planteado.
Sus cálculos más elaborados mostraban que para estrellas de masa superior a 1. 4 la masa de nuestro propio Sol, éstas, en ausencia de una fuente interna de calor, se colapsarían por debajo del tamaño terrestre. Este límite se conoce como Limite de Chandrasekhar Sus descubrimientos apuntaban a la formación de estrellas de neutrones y agujeros negros. Robert Oppenheimer descubrimientos apuntaban a la formación de estrellas de neutrones y agujeros negros. Robert Oppenheimer fue un fisico estadounidense y el director científico del proyecto Manhattan En 1939, Oppenheimer predijo que una estrella masiva podría sufrir un colapso gravitatorio y, por tanto, los agujeros negros podrían ser formados en la naturaleza.
Esta teoría no fue objeto de mucha atención hasta los años 60 queda oculto para siempre para alguien que lo observe desde afuera. El astrónomo Karl Schwarzschild demostró que el radio del horizonte de eventos, en kilómetros, es tres veces la masa expresada en masas solares; esto es lo que se conoce como el radio de Schwarzschild. Este radio es un filtro unidireccional, pues cualquier cosa puede entrar, pero no salir. La masa de un cuerpo y su radio de Schwarzschild son directamente proporcionales. Además según la relatividad general, la gravitación modifica el espacio – tiempo en las proximidades del agujero. Un agujero negro es un objeto que tiene tres propiedades: masa, espin y carga eléctrica.
La forma de la material en un agujero negro no se conoce, en parte porque está oculta para el universo externo, y en parte porque, en teoría, la material continuaría colapsándose hasta tener radio cero, punto conocido omo singularidad, de densidad infinita, con lo cual no se tiene experiencia en la Tierra. En teor[a, los agujeros negros vienen en tres tamaños: mini agujeros negros, agujeros negros medianos y agujeros negros supermaslvos. En 1971, Hawkings Stephen teorizó que en la densa turbulencia creada por el fenómeno Hawkings Stephen teorizó que en la densa turbulencia creada por el fenómeno conocido como Big Bang, se formaron presiones externas las cuales ayudaron en la formación de los mini agujeros negros. Estos serian tan masivos como una montaña, pero tan pequeños como un protón; radiarían energía espontáneamente, después de miles de millones de años finalizarían con una violenta explosión.
Por otro lado, hay buena evidencia de que los agujeros negros medianos se forman como despojos de estrellas masivas que colapsan al final de sus vidas; y de que existen agujeros negros supermasivos en los núcleos de muchas galaxias, incluyendo, de la nuestra, el cual se ha establecido que tiene una masa de 2. 5 millones porque, después de la Segunda Guerra Mundial, se tenía más interés en lo que sucedía a escala atómica. En 1967, Stephen Hawking y Roger Penrose probaron que los gujeros negros son soluciones a las ecuaciones de Einstein y que en determinados casos no se podía impedir que se crease un agujero negro a partir de un colapso.
La idea de agujero negro tomó fuerza con los avances científicos y experimentales que llevaron al descubrimiento de los púlsares. FORMACIÓN DE UN AGUJERO NEGRO Para entender la formación de un agujero negro, es importante entender el ciclo de formación de una estrella. Una estrella se forma al concentrarse una gran cantidad de gas, principalmente hidrógeno, las cuales, por gravedad empiezan a colapsarse entre si. Los átomos comienzan a chocar unos con otros, lo cual hace que el gas se caliente, tanto que luego de un tiempo las partículas de hidrógeno for lo cual hace que el gas se caliente, tanto que luego de un tiempo las particulas de hidrógeno forman partículas de helio por fusión nuclear .
Este calor hace que la estrella brille y que la presión del gas sea suficiente para equllibrar la gravedad y el gas deja de contraerse. Las estrellas permanecerán estables de esta forma por un largo periodo de tiempo, y mientras más combustible tenga la estrella, más rápido se consume, debido a que tiene que roducir más calor. Subrahmanyan Chandrasekhar, calculó lo grande que podría llegar a ser una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, antes de que se acabe su combustible. Descubrió una masa (aproximadamente 1. 5 veces la masa del Sol) en la que una estrella fría no podría soportar su gravedad. Esto es lo que se conoce como el límite de Chandrasekhar Si una estrella posee una masa menor a la del limite de se envió a bordo de un cohete.
Para 1971, la localización de la fuente de rayos X en el cielo se había medido con mayor precisión, usando observaciones de ohete y satélite. Un avance fundamental se dio en marzo de 1971, cuando una nueva fuente de ondas de radio se descubrió en Cygnus, cerca de la posición de la fuente de rayos X. La señal de rad10 variaba exactamente al mismo tiempo que la intensidad de rayos X, una fuerte evidencia de que la fuente de radio y la de rayos X eran el mismo objeto. Una estrella débil llamada HDE 226868 aparece en la posición de esta fuente de radio. Los astrónomos que estudiaban la luz de HDE 226868 habían encontrado dos hechos importantes: (l) HDE 226868 es una estrella supergigante 4
