Forat negre

De Viquipèdia

Dreceres ràpides: navegació, cerca
Relativitat general
Neutronstar Light Deflection.png
Temes relacionats
modifica

En astronomia, un forat negre és un astre o objecte celeste amb una densitat tal que la seva força gravitatòria és tan forta que la velocitat d'escapament és superior a la velocitat de la llum. Per tant, res que es trobi dins del seu horitzó d'esdeveniments pot escapar-ne, excepte a través de l'efecte túnel quàntic (radiació de Hawking). El terme "forat negre" no s'ha d'entendre com un "forat" en el sentit usual del terme sinó com una regió de l'espai de la qual res no pot escapar, ni tan sols la llum. Per aquest motiu se'ls anomena "negres".

En el centre d'un forat negre, segons prediu la relativitat general, hi ha sempre una singularitat, un punt infinitament petit de densitat i gravetat infinites que arriba a un volum nul i a un radi zero. Aquests "infinits" i "zeros" el que realment demostren és que la relativitat general no és adequada per descriure'ls, i que probablement es necessita una teoria quàntica de la gravetat.

L'horitzó d'esdeveniments és la superfície que marca el límit des del qual ja no res pot escapar i on la llum òrbita el forat, després hi ha el límit estàtic, per l'interior del qual ja només hi ha un camí, el que marca la gravetat. L'ergosfera és la part que queda per fora de l'horitzó d'esdeveniments, de la qual, en teoria, encara es pot escapar. La matèria que cau a un forat negre usualment forma un disc d'acreció.

Taula de continguts

[edita] Història

Vista simulada d'un forat negre davant de la Via Làctia. El forat té 10 masses solars i es troba a una distància de 600 km.[1]
Simulació d'una lent gravitacional d'un forat negre que distorciona l'observació d'una galàxia en el rerefons

La idea d'un cos tan massiu del que ni tan sols la llum en pot escapar va ser exposada per primer cop pel geòleg John Michell en una carta escrita a Henry Cavendish el 1783 de la Royal Society:

« Si el semidiàmetre d'una esfera de la mateixa densitat del Sol superés la mida en 500 vegades, un cos que caigués des d'una alçada infinita cap al cos hauria adquirit a la seva superfície més velocitat que la llum, i en seqüència, si suposem que la llum és atreta per la mateixa força en proporció a la seva vis inertiae, per altres cosos, tota la llum emesa per un cos com aquest giraria cua degut a la seva pròpia gravetat.  »

—John Michell[2]

El 1796 el matemàtic Pierre-Simon Laplace va promoure la mateixa idea en la primera i segona edició del seu llibre Exposition du système du Monde (però va ser extret de les següentse edicions).[3][4] Aquest tipus d'"estrelles negres" van ser llargament ignorades en el segle segle XIX, temps en què es pensava que la llum era una ona absolutament absent de massa i per tant no influïda per la gravetat. A diferència del concepte modern de forat negre l'objecte que hi ha rere l'horitzó s'assumia que era estable contra el col·lapse.

El 1915, l'Albert Einstein va desenvolupar la seva teoria de la relativitat, demostrant que la gravetat influencia el moviment de la llum. Uns pocs mesos després, Karl Schwarzschild va proposar la solution per al camp gravitatori d'una massa puntual i una d'esfèrica,[5] mostrant que un forat negre podria teòricament existir. El radi de Schwarzschild és conegut per ser el radi de l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre sense rotació, però no va ser ben entès per aquells temps, i de fet el mateix Schwarzschild va pensar que no era físic. Johannes Droste, un estudiant de Hendrik Lorentz, va proposar independentment la mateixa solució per al punt de massa, uns pocs mesos mesos després de Schwarzschild i va escriure les seves propietats amb més extensió.

El 1930, l'astrofísic Subrahmanyan Chandrasekhar va calcular fent servir la relativitat general que un cos que no rotés de 1,44 masses solars (el límit de Chandrasekhar) col·lapsaria. Els seus arguments eren discutits per Arthur Eddington, qui creia que alguna cosa aturaria inevitablement el col·lapse. El pensament d'Eddington era parcialment correcte: una nana blanca lleugerament més massiva del límit de Chandrasekhar col·lapsaria en una estrella de neutrons. Però el 1939, Robert Oppenheimer i altres varen predir que estrelles per sobre d'aproximadament tres masses solars (el límit de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) col·lapsarien en forats negres per les raons presentades per Chandrasekhar.[6]

Oppenheimer i els seus coautors van fer servir el sistema de coordenades de Schwarzschild (les úniques coordenades disponibles el 1939), que va produir singulatitats matemàtiques en el radi de Schwarzschild, en altres paraules, alguns dels termes de l'equació esdevenen infinits en el radi de Schwartschild. Això va ser interpretat com a indicador de què el radi de Schwarzschild era el límit d'una bombolla en la que s'aturava el temps. Aquest és un punt de vista vàlid per a observadors externs, però no per a observadors que s'hi precipitin.

Degut a aquesta propietat les estrelles col·lapsades varen ser breument conegudes com a "estrelles congelades", ja que un observador extern veuria la superfície de l'estrella congelada en el temps en el moment en què el seu col·lapse es dóna a dins del radi de Schwarzschild. Aquesta és una propietat coneguda dels forats negres moderns, però cal remarcar que la llum de la superfície de l'estrella congelada es desplaça cap al vermell molt de pressa, esdevenint en forat negre negre amb molta celeritat. Molts científics no podien acceptar la idea del temps plantat encara en el radi de Schwarzschild i hi va haver poc interès en la matèria durant més de vint anys.

El 1958, David Finkelstein va introduir el concepte d'horitzó d'esdevniments per presentar les coordenades Eddington-Finkelstein, que permetien mostrar que "La superfície de Schwarzschild r = 2 m no és una singularitat, sinó que actua com a una perfecta membrana unidireccional: les diferències causals la poden creuar en només una direcció".[7] Això no contradiu estrictament els resultats d'Oppenheimer, però els va estendre al punt de vista dels observadors que s'hi precipitessin. Totes les teories fins aquell moment, incloent-hi la de Finkelstein, només cobrien els forats negres no rotatoris.

El 1963, Roy Kerr va trobar la solució exacta per a un forat negre rotatori. La singularitat rotatòria d'aquesta solució era un anell, i no un punt. Poc temps després Roger Penrose va ser capaç de demostrar que les singularitats es produïen a l'interior del forat negre.

El 1967, els astrònoms varen descobrir els púlsars,[8] [9] i en pocs anys es va poder demostrar que els púlsars coneguts eren estrelles de neutrons rotant molt ràpidament. Fins llavors, les estrelles de neutrons havien estat relegades com a curiositats teòriques. Així, el seu descobriment va despertar l'interès en tot tipus d'objectes ultradensos que poden ser formats per col·lapse gravitatori.

El físic John Wheeler està amplament creditat per haver estat l'encunyador del terme forat negre el 1967 amb la lectura de Our Universe: the Known and Unknown (El Nostre Univers: el Conegut i el Desconegut), com a una alterlativa al més rebuscat "estrella completament col·lapsada gravitatòriament." Tanmateix, Wheeler insisteix en què algú altre la conferència havia fet servir el terme i que ell simplement l'havia adoptat com a una útil paraula curta. El terme també va ser citat el 1964 en una carta d'Anne Ewing a AAAS:

« D'acord amb la teoria de la relativitat general d'Einstein, de manera que vagi sent massa afegida a una estrella degenerada, tindrà lloc un col·lapse sobtat i el camp gravitatori intens de l'estrella es tancarà en si mateix. Una estrella com aquesta forma un "forat negre" a l'univers.  »

—Ann Ewing, letter to AAAS[10]

[edita] Tipus de forats negres

[edita] Segons l'origen

  • Forats negres primordials: creats d'hora en la història de l'Univers. Les seves masses poden ser variades, i cap ha estat observat.
  • Forats negres supermassius: amb masses de diversos milions de masses solars. Aquests es formen en el mateix procés que dóna origen a les components esfèriques de les galàxies.
  • Forats negres de massa intermèdia: tenen una massa d'uns quants milers de masses solars. Poden ser una possible font dels raigs X ultralluminosos. L'any 2004 es va detectar un candidat a forat negre de massa intermitja orbitant el forat negre supermassiu Sagittarius A* al centre de la Via Làctia.
  • Forats negres de massa solar: aquests es formen quan una estrella de massa 3 vegades major que la del Sol es converteix en supernova i explota. El seu nucli es concentra en un volum molt petit que cada vegada es va reduint més.

[edita] Adimensionals/Unidimensionals

[edita] Formació i evolució

Degut a l'exòtica natura dels forats negres és natural preguntar-se si aquesta mena d'objectes podrien realment existir o si són meres solucions patològiques de les equacions d'Einstein. El mateix Einstein creia erròniament que els forats negres no es podrien formar, ja que creia que el moment angular de les partícules col·lapsant-se estabilitzaria el seu moviment en algun radi.[11] Això va portar a la comunitat de científics que estudiava la relativitat general a descartar tots els resultats que indicaven el contrari durant diversos anys.

Però una minoria de relativistes continuava creient que els forats negres eres objectes físics,[12] i cap al final dels anys 60, havien persuadit a la majoria d'investigadors del camp de què no hi havia obstacle per a la formació d'un horitzó d'esdeveniments.

Un cop es forma un horitzó d'esdeveniments, Roger Penrose va provar que una singularitat s'hi formarà en algun punt interior. Més tard, Stephen Hawking fa mostrar que moltes solucions cosmològiques descrivint el Big bang tenen snigularitats, en absència de camps escalars o altres assumptes exòtics (vegeu teoremes de la snigularitat Penrose-Hawking). La solució de Kerr, el teorema de la calvície i les lleis de la termodinàmica dels forats negres varen mostrar que les propietats físiques dels forats negres eren simples i comprensibles, convertint-les en assumptes respectables de recerca.[13] El procés de formació primari dels forats negres s'espera que sigui el col·lapse gravitatori d'objectes pesats com les estrelles, però també hi ha processos més exòtics que poden conduir a la producció de forats negres.

[edita] Col·lapse gravitatori

Article principal: Col·lapse gravitatori

El col·lapse gravitatori es dóna quan la pressió interna d'un objecte és insuficient per aguantar la pròpia gravetat. En els estrelles normalment es dóna o bé per què a una estrella li queda massa poc "combustible" per a mantenir la seva temperatura, o per què una estrella que hauria d'haver estat estable rep una gran quantitat de matèria extra d'una manera que no eleva la seva temperatura. En qualsevol cas, la temperatura de l'estrella no és prou potent com per evitar el col·lapse sobre el seu propi pes.

El col·lapse pot ser aturat per la pressió degenerada dels constituents de l'estrella, condensant la matèria en un estat exòtic més dens. El resultat és un dels diversos tipus d'estrelles compactes. El tipus d'estrella compacta que es forma depèn de la massa de la romanent - la massa expulsada després del col·lapse (com en una supernova o pulsacions formadores d'una nebulosa planetària) han excretat les capes externes. Aquests poden tenir substancialment menys massa que les estrelles originals - els romanents que sobrepassen les 5 masses solars són produïts per estrelles que tenien més de 20 masses solars abans del col·lapse.

[edita] Localització

Es creu que en el centre de la majoria de les galàxies (entre elles la Via Làctia) hi ha forats negres supermassius, encara que la majoria són actualment inactius. Les galàxies amb el nucli actiu com les galàxies de Seyfert, radiogalàxies o els Blazars, es creu que són galàxies amb un forat negre encara actiu en el seu nucli. Les emissions es produeixen a causa de la matèria del disc d'acreció que es forma al voltant de l'horitzó d'esdeveniments.

El descobriment de forats negres en cúmuls globulars és relativament recent, i era fins aleshores el grup perdut entre els forats supermassius i els de mida estel·lar.

[edita] Detecció

A causa de les seves característiques físiques, els forats negres només es poden detectar a través de la influència que exerceixen en el seu entorn. La majoria de candidats a forat negre formen part de sistemes binaris amb una component invisible (el forat negre) o de nuclis de galàxies i cúmuls globulars. Aquests últims es detecten per la major velocitat que tenen els estels en les seves proximitats i per les emissions de raigs X que es produeixen per la caiguda de matèria.

Cal dir que fins ara no hi ha proves directes de l'existència dels forats negres, però és compatible amb les teories actuals de la física, i l'astrofísica, encara que hi alguns físics que no estan d'acord amb la seva existència.

Els forats negres provoquen una extrema distorsió en l'espai-temps. Un forat negre és completament invisible, si no hi ha una estrella, planeta o satèl·lit de massa considerable al seu costat. El forat negre comença a absorbir tota la matèria que troba: llum, roques i planetes que hi ha prop seu.

[edita] Conceptes relacionats

[edita] Forat de cuc

Article principal: Forat de cuc
Esquema d'un forat de cuc de Schwarzschild.

La relativitat general descriu la possibilitat de configuracions en les quals dos forats negres estan connectats entre si. Aquesta configuració se sol anomenar un forat de cuc. Els forats de cuc han inspirat sovint els autors ciència-ficció, ja que poden oferir un mitjà per viatjar ràpidament a través de llargues distàncies i fins i tot en el temps. A la pràctica, configuracions com aquestes semblen completament inviables en l'astrofísica, ja que cap procés conegut sembla permetre la formació d'aquests objectes.

[edita] Entropia i radiació de Hawking

Article principal: Radiació de Hawking

El 1971, Stephen Hawking va mostrar que la superfície total de l'horitzó d'esdeveniments de qualsevol col·lecció clàssica dels forats negre mai pot disminuir, fins i tot si es xoquen entre si o es fusionen. Aquesta llei és notablement semblant a la Segona Llei de la Termodinàmica, on l'àrea té el paper de l'entropia. Ja que els forats negres són objectes de temperatura zero, se suposava els forats negres tenien entropia zero. Si aquest fos el cas, es violaria la segona llei de la termodinàmica ja que quan la matèria entrés en un forat negre hi hauria una disminució de l'entropia total de l'univers. Per tant, Jacob Bekenstein va proposar que un forat negre ha de tenir una entropia, i que hauria de ser proporcional a l'àrea del seu horitzó. Ja que els forats negres clàssics no emeten radiació, el punt de vista termodinàmic semblava una simple analogia, ja que el zero de temperatura implica canvis infinits d'entropia infinita amb qualsevol addició de calor, el que implica l'entropia infinita. Tanmateix, el 1974, Hawking aplicant la teoria quàntica de camps per a l'espai al voltant de la corba de l'horitzó d'esdeveniments va descobrir que els forats negres emeten radiació de Hawking, una forma de radiació tèrmica, relacionada amb l'efecte Unruhe, el que implica que tenien una temperatura positiva. Això va enfortir l'analogia que s'estableix entre la dinàmica d'un forat negre i la termodinàmica: de l'ús del lleis de la mecànica de forat negre, es dedueix que l'entropia d'un forat negre no rotatiu és la quarta part de la superfície de l'horitzó. Aquest és un resultat universal i es pot ampliar a horitzons cosmològcs com l'espai de Sitter. Més tard es va suggerir que els forats negre són objectes de màxima entropia, la qual cosa significa que la màxima entropia d'una regió de l'espai és l'entropia del forat negre més gran que hi cap en ell. Això va conduir al principi hologràfic.

Si les col·lisíons de partícules en un accelerador de partícules poden crear forats negres microscòpics s'espera que l'evaporació d'un forat negre emeti tot tipus de partícules que serien una prova clau per la formulació d'una teoria unificada. En la imatge s'aprecien les particules produïdes en la col·lisió d'ions d'or en el RHIC.

La radiació Hawking reflecteix una temperatura característica del forat negre, que es pot calcular a partir de la seva entropia. Com més cau la seva temperatura, més massa acumula el forat negre: com més energia absorbeix un forat negre, més fred es torna. Un forat negre amb aproximadament la massa de Mercuri tindria una temperatura d'equilibri amb la radiació de fons còsmic de microones (uns 2,73 K). Amb més massa que això, un forat negre seria més fred que la radiació de fons, guanyaria energia del seu voltant més ràpid del que en perdria a través de la radiació Hawking, refredant-se cada vegada més. No obstant això, en un forat amb menys massa això implica que la massa del forat negre s'evapora lentament amb el temps, amb el forat negre cada cop més calent. Encara que aquests efectes són insignificants per al forat negre amb suficient massa per haver-se format astronomicament, ràpidament esdevindrien importants per als hipotètics micro-forats negres, on els efectes de la mecànica quàntica dominen. De fet, es preveu que aquests forats estan sotmesos a l'evaporació i podrien eventualment desaparèixer en una ràfega de radiació.

Tot i que la relativitat general pot ser usada per a realitzar un càlcul semi-clàssic de l'entropia d'un forat negre, aquesta situació és insatisfactòria en teoria. En mecànica estadística, l'entropia s'entén com el nombre de configuracions microscòpiques d'un sistema que tenen les mateixes qualitats macroscòpic (com massa, càrrega elèctrica, pressió, etc.) Però sense una teoria satisfactòria de la gravetat quàntica, no es pot realitzar un càlcul com aquest per un forat negre malgrat que la teoria de cordes ha permés alguns avenços prometedors en aquest sentit.

[edita] Existència dels forats negres

Hi ha autors que consideren un mite l'existència real dels forats negres, segons el propi Albert Einstein el radi de Schwarzschild és infranquejable, es a dir, no es pot formar un forat negre per esfondrament gravitatori.

[edita] Vegeu també

[edita] Referències

  1. ↑ Kraus, Ute. «Step by Step into a Black Hole», 2005-03-20.
  2. ↑ Michell, J. (1784), "On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose", Phil. Trans. R. Soc. (London) 74: 35–57, <http://www.jstor.org/pss/106576>.
  3. ↑ «Dark Stars (1783)». Thinkquest. [Consulta: 2008-05-28].
  4. ↑ Laplace; see Israel, Werner (1987), "Dark stars: the evolution of an idea", in Hawking, Stephen W. & Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, Sec. 7.4
  5. ↑ Schwarzschild, Karl (1916), "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie", Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 189–196
  6. ↑ On Massive Neutron Cores, J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, Physical Review 55, #374 (15 February 1939), pp. 374–381.
  7. ↑ D. Finkelstein (1958). "Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle". Phys. Rev. 110: 965–967.
  8. ↑ Hewish, Antony; S J Bell, J D H Pilkington, P F Scott, R A Collins. «Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source». Nature, vol. 217, pàg. 709–713 [Consulta: 2007-07-06].
  9. ↑ Pilkington, J D H; A Hewish, S J Bell, T W Cole. «Observations of some further Pulsed Radio Sources». Nature, vol. 218, pàg. 126–129 [Consulta: 2007-07-06].
  10. ↑ Michael Quinion. «Black Hole». World Wide Words. [Consulta: 2008-06-17].
  11. ↑ Einstein, A.. «On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses». Annals of Mathematics, vol. 40 No. 4, pàg. 922-936.
  12. ↑ «Discovering the Kerr and Kerr-Schild metrics». To appear in "The Kerr Spacetime", Eds D.L. Wiltshire, M. Visser and S.M. Scott, Cambridge Univ. Press. Roy P. Kerr. [Consulta: June 19 2007].
  13. ↑ Hawking, Stephen; Roger Penrose. «The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology». Proceedings of the Royal Society A, vol. 314, 1519, pàg. 529–548.

[edita] Bibliografia

[edita] Lectures didàctiques

[edita] Llibres universitaris i monografies

[edita] Documents de recerca

  • Hawking, S.. «Information loss in black holes». Physical Review D, vol. 72, pàg. 084013. arΧiv:hep-th/0507171v2. Stephen Hawking's purported solution to the black hole unitarity paradox, first reported at a conference in July 2004.
  • Ghez, A. M.. «Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole». The Astrophysical Journal, vol. 620, pàg. 744. arΧiv:astro-ph/0306130v2. More accurate mass and position for the black hole at the centre of the Milky Way.
  • {{{author}}} (2005). "Trust but verify: The case for astrophysical black holes." {{{version}}}. Lecture notes from 2005 SLAC Summer Institute.

[edita] Enllaços externs


Viquipèdia:Llista d'articles que totes les llengües haurien de tenir#Ciències naturals

Obtingut de «http://ca.wikipedia.org/wiki/Forat_negre»