Astronomía

Si los agujeros negros son esféricos, ¿cuál es la perspectiva de la imagen del agujero negro?

Si los agujeros negros son esféricos, ¿cuál es la perspectiva de la imagen del agujero negro?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Si los agujeros negros son esféricos, ¿no deberían absorber luz de todas las direcciones? ¿Cómo se explicaría el anillo de luz? que parece más un anillo 2D que una esfera?


En realidad, nunca se puede ver el horizonte de eventos, se ve el gas que está a punto de entrar en el horizonte de eventos y se calienta en el camino. Pero este gas tiene una historia, no simplemente cae directamente. La historia le imparte un impulso angular, como el agua en una bañera que se drena. Entonces entra en espiral, no cae directamente, y esto crea una forma de disco llamada disco de acreción. El disco no tiene que ser tan delgado como un panqueque, pero está lejos de ser esférico y eso se distorsiona aún más por la fuerte gravedad (creando las variaciones de brillo y la esfera oscura central).

El disco tiene un agujero en el centro porque en algún momento las órbitas se vuelven inestables y caen rápidamente por debajo del horizonte de eventos. Se podría argumentar que en realidad no estamos viendo el horizonte de eventos donde se vuelve negro, estamos viendo la caída en la densidad del gas donde las órbitas ya no son estables y la espiral lenta se convierte en una caída muy rápida, sino la forma en que se dobla la gravedad fuerte. los rayos de luz también son siempre muy importantes.

La distorsión por la fuerte gravedad es lo que proporciona la prueba de la relatividad general que tanto entusiasma a todo el mundo. La fuerte gravedad produce un efecto de "sombra", por lo que no es necesario ver el disco de acreción desde arriba para obtener una negrura esférica en el centro.


Newton, modelo de Kepler y agujeros negros

Ya sea que creas en una Tierra plana, el modelo heliocéntrico o crees que la Tierra es un gran dodecaedro esférico con un solenoide todopoderoso que dicta la vida misma, las palabras de Neil Degrasse Tyson siempre se aplicarán a ti. “Tener conocimientos científicos es empoderarse para saber cuándo alguien más está lleno de tonterías” (Tyson, 2017). No importa en lo que crea, la ciencia siempre podrá justificar sus acciones, a menos que sea bueno, "una mierda". Esto es exactamente lo que creía el físico del siglo XVI, Johannes Kepler, cuando investigó la Tierra, la Luna y el universo en su conjunto. Al hacerlo, desarrolló sus 3 leyes planetarias del movimiento y se convirtió en el primer y posiblemente "real" astrofísico de toda la historia (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). Al hacerlo, Kepler pudo hacer una de las mayores contribuciones jamás realizadas a la astrofísica moderna. Sus leyes planetarias del movimiento respondieron a muchas de las anomalías que planteaba el modelo heliocéntrico, sin embargo, se esforzaron por precisar qué fuerza de la naturaleza ejercía el sol (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). Esta siguió siendo una cuestión prominente dentro de la sociedad hasta 1687 cuando el increíblemente egoísta pero talentoso médico conocido como Isaac Newton entró en la refriega. Utilizando las leyes del movimiento planetario de Kepler, Newton pudo derivar sus leyes fundamentales para el universo y, como cualquier matemático arrogante que despreciara a la sociedad, las nombró en su honor (Isaac Newton: el hombre que descubrió la gravedad, s.f.). La ley creada por Newton usurpó las planteadas por Kepler, ya que funcionaba en todas las condiciones y respondió preguntas que Kepler no podía, sin embargo, si realmente queremos ver cómo un científico arrogante hizo otro científico arrogante, debemos comenzar donde todo comenzó, Kepler's First Ley del movimiento planetario (Isaac Newton: El hombre que descubrió la gravedad, sin fecha).

Utilizando los datos de su difunto mentor, Johannes Kepler observó la simetría natural del universo y vio que cada planeta no tenía una órbita perfectamente esférica alrededor del sol. Esto desafió las creencias preconcebidas en el momento en que la mayoría de la sociedad creía que las órbitas de un planeta seguían la forma perfecta: un círculo. (Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio, 2009) Al comprender este concepto, Kepler se dio cuenta de que un planeta seguía una órbita elíptica en oposición a una esférica. Esto cambió la astrofísica en su conjunto porque un círculo tiene un punto de enfoque central, mientras que una elipse tiene dos puntos de enfoque centrales. Esto significaba que la distancia entre los dos puntos focos determinaría qué tan elíptica es la órbita de un planeta, en oposición a que solo sea un círculo perfecto (High School Physics Explained, 2017). La medida de la trayectoria elíptica de un planeta se conoce como su excentricidad. Como se muestra en la figura 1, Mercurio tiene una órbita más esférica que Plutón, lo que teóricamente significa que su excentricidad debería ser de un valor menor que la de Plutón. Este principio es cierto, ya que Plutón tiene una excentricidad de 0,25, que es mayor que el 0,21 de Mercurio (High School Physics Explained, 2017). Esto resultó ser un descubrimiento bastante contundente, ya que no solo consideró que el sol estaba en el centro del sistema solar, sino que argumentó en contra de las creencias de los físicos tradicionales; sin embargo, Kepler no dejó de analizar los datos después de desarrollar una ley. del movimiento planetario, se detuvo después de su 3ª ley. Introduzca las leyes 2ª y 3ª del movimiento planetario de Kepler.

Al analizar, calcular y comprender los datos de Tycho Brahe, Kepler pudo concluir que el sol se encontraba en uno de los focos dentro de la órbita elíptica de un planeta. (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). A través de este análisis, pudo deducir que la velocidad de un planeta no es constante, de hecho varía en función de su distancia al sol. Esto significaba que si se trazaba una línea desde el sol hasta el planeta, el planeta barrería las áreas en el mismo tiempo independientemente de su distancia. Considere la Figura 2, muestra que en el punto más cercano al sol, el perihelio, se viaja al mismo tiempo que el punto más alejado del sol, el afelio. Esto no sería posible si la órbita de un planeta fuera constante, ya que la mayor distancia equivaldría a un mayor tiempo de viaje. Esta ley inherente y el análisis posterior de los datos de Tycho Brahe ayudaron a construir la tercera ley de Kepler, y posiblemente la más grande, La ley de las armonías (Las tres leyes de Kepler, s.f.)

En el año 1619, Galileo tenía lo que sólo se puede denominar una “firma que se quita los calcetines”, ya que no podía sondear la teoría desarrollada por Kepler (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). La tercera ley de Kepler trazó el mapa del período de un planeta en relación con su radio al afirmar que "el cuadrado de un período orbital es proporcional al cubo del semieje mayor". (Las tres leyes de Kepler, s.f.). Al realizar más pruebas, analizar y desarrollar este modelo, Kepler pudo crear una fórmula que utilizó las proporciones de la idea para mapear los períodos de los orbitales y, en última instancia, deducir la siguiente fórmula

Esta ley puede identificar fácilmente el período de cualquier objeto local alrededor de un planeta específico. Por ejemplo, si deseamos ubicar el radio de Júpiter en relación con el período y el radio de la Tierra, podemos usar la tercera ley de Kepler

Estas tres leyes de hecho destrozaron las creencias de la época, sin embargo, un problema había plagado las ideas de Kepler, no pudo probar sus hallazgos. Los datos, los cálculos y otras investigaciones habían demostrado que la ley de Kepler funcionaba; sin embargo, ningún físico podía explicar por qué funcionó o qué fuerza mantuvo a estos planetas en una órbita elíptica hasta que Isaac Newton entró en la refriega (High School Physics Explained, 2017).

A través de una historia exagerada de manzanas abusivas, Newton pudo desarrollar la idea de Gravity que respondía preguntas que las leyes de Kepler no podían (Nix, 2015). Mediante la interpretación de las leyes, los datos y los cálculos de Kepler, Newton pudo extender su noción de gravedad hacia el movimiento planetario y sintetizó sus ideas para responder preguntas que las leyes de Kepler no podían usurpar sus hallazgos. Si realmente queremos entender cómo es el cerebro de Isaac Newton, debemos comenzar por el origen. Su correspondiente libro publicado.

En su libro de 1687, Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, Newton observó las interrelaciones entre la masa de un objeto y la fuerza relativa que ejerce (National Aeronautics and Space Administration, 2009). Al hacerlo, pudo identificar que cuanto mayor era la masa de un objeto, más fuerte era la fuerza gravitacional ejercida. Al tener esta base en la teoría de la gravedad, Newton pudo tratar a la luna como un objeto y yuxtaponer su aceleración con objetos en la Tierra. Al comprender su primera ley del movimiento, los objetos en movimiento permanecerán en movimiento y los objetos en reposo tienden a permanecer en reposo a menos que actúen sobre ellos una fuerza externa, Newton sabía que la causa de la trayectoria elíptica era el resultado de una fuerza externa que actuaba sobre ellos. si se opusiera de otra manera, continuaría viajando en línea recta (Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio, 2009). Luego sintetizó esta idea con su conocimiento en Gravedad para que los objetos mantengan su órbita debido a la fuerza centrípeta de la gravedad que actúa sobre ellos desde otros objetos (Las Tres Leyes de Kepler, s.f.). Este desarrollo reciente resultó en la formación de un nuevo modelo donde la gravedad era una constante y la fuerza dependía del producto de dos masas que eran inversamente proporcionales al cuadrado de la distancia entre ellas.

Con esta ecuación derivada, Newton podría calcular la fuerza de gravedad que actúa entre dos objetos de masa. Por ejemplo, esta fórmula se puede utilizar para calcular la fuerza de gravedad que actúa entre la Tierra y la Luna.

La propuesta de Kepler de que el sol movía planetas liberando "rayos como radios de ruedas" que mantenían los planetas dentro de sus órbitas era un concepto interesante, pero tenía poco o ningún respaldo científico, lo que hizo que muchos astrónomos sintieran curiosidad por saber cómo funcionaba (Walding, Rapkins, Rossiter , 1999). Al identificar que cada planeta ejercía su propia fuerza de gravedad que dependía de su masa, Newton desarrolló las ideas de Kepler y finalmente lo usurpó al descubrir que era de hecho la fuerza de gravedad centrípeta ejercida por el sol lo que hacía que los planetas permanecieran dentro. sus órbitas (Tres leyes de Kepler, sf). Esto significó que la ecuación podría derivarse aún más no solo para probar la Ley de Kepler, sino también para mejorarla. La siguiente ecuación fue luego derivada por Newton

Al derivar esta fórmula y comprender que una fuerza de gravedad centrípeta es lo que actúa sobre los planetas, Isaac Newton no solo construyó sobre los cimientos establecidos por Kepler, usurpó sus hallazgos para demostrar que su ley funcionaba. Esto ayudó a los físicos a comprender su ley, ya que ahora había una razón sobre cómo los planetas permanecían en órbita y una prueba definitiva de la funcionalidad de su ley.

En conclusión, Kepler fue un físico sobresaliente y para alguien que vivió en una época en la que la creencia prominente era que la Tierra era el centro del universo, sus hallazgos, procesos de pensamiento y descubrimientos solo pueden ser etiquetados como revolucionarios. Sus tres leyes del movimiento planetario respondieron a muchas anomalías planteadas por el modelo heliocéntrico y revolucionaron la astrofísica en su conjunto, sin embargo, dejó algunas preguntas sin respuesta. Al derivar, analizar y comprender las leyes y los datos de Kepler, Newton pudo concluir que la fuerza de la gravedad desempeñaba un papel vital en la astrofísica y, al mismo tiempo, pudo demostrar la tercera ley del movimiento planetario de Kepler. Esto se basó en las ideas y los entendimientos de Kepler, pero respondió a las dos anomalías que Kepler no pudo, usurpando así sus hallazgos y mejorando la astrofísica en su conjunto. Neil Degrasse Tyson dijo una vez: "Tener conocimientos científicos es empoderarse para saber cuándo alguien más está lleno de tonterías" (Tyson, 2017). Esta idea puede aplicarse a la gente de la tierra plana de todos los días, pero cuando se trata de comprender cómo, cuándo o dónde Newton usurpó a Kepler, no se puede llamar "tonterías".

La aspiradora del espacio exterior

El término "blanco y negro" se refiere a algo que es claro y sencillo. Algo como comer pan es "blanco y negro", cepillarse los dientes es "blanco y negro", pero entender la física detrás de un agujero negro no se ajusta a la definición de "blanco y negro". Hasta el día de hoy, los físicos discuten sobre las propiedades de un agujero negro y para comprender incluso los conceptos básicos de los conceptos básicos, debemos tener una comprensión firme de lo que lo hace "negro", cómo se forman y cómo cambia la luz a medida que avanza. se acerca a un agujero negro. Por lo tanto, captar inherentemente los conceptos básicos de la no tan "física en blanco y negro" de los agujeros negros.

Los agujeros negros son objetos bastante complejos que están envueltos en misterio, sin embargo, uno de los pocos hechos que sabemos con certeza es sobre su formación. Los agujeros negros surgen cuando una estrella dentro de nuestro universo colapsa. En una estrella estándar, la fuerza ejercida por la fusión nuclear que ocurre dentro de su núcleo se equilibra con la gravedad externa que actúa sobre ella. Este equilibrio es lo que la mantiene estable, sin embargo, cuando una estrella muere este equilibrio se interrumpe favoreciendo la gravedad externa. Esto hace que implosione y, en una fracción de segundo, la estrella libera grandes cantidades de energía mientras condensa su masa en un objeto mucho más pequeño (Kurzgesagt - In a Nutshell, 2015). La masa del objeto condensado, la estrella remanente, es una variable ya que depende de la masa de la estrella madre; sin embargo, hay muchas estrellas que pueden formarse a partir de una estrella remanente, como gigantes rojas, enanas blancas, etc. Pero una cosa estas estrellas tienen en común, es que la gravedad hacia el exterior y la fuerza interna que se ejerce está en equilibrio, lo que evita que la masa se condense aún más (Khan, sf). Este escenario sigue siendo cierto hasta que se llega al tema de los agujeros negros, los agujeros negros se forman cuando una estrella con una masa superior a 3 veces la del sol colapsa. Cuando esto sucede, la gravedad hacia afuera es mucho más fuerte que la fuerza de resistencia y ninguna fuerza puede evitar que la masa de la estrella colapse sobre sí misma (Kurzgesagt - In a Nutshell, 2015). Este agujero negro, o en otras palabras, estrella muerta, tiene un comienzo bastante sombrío, pero lo más sombrío son los conceptos erróneos que rodean a estos agujeros negros.

Se cree comúnmente que los agujeros negros son similares a los monstruos que guardamos en nuestros hogares: la legendaria aspiradora (Crash Course, 2015). Esta suposición es intrínsecamente ridícula, ya que cuando se trata de una aspiradora, la física y la interrelación son en blanco y negro, pero, cuando se trata de agujeros negros, no tanto. Creemos que esta suposición es cierta ya que los agujeros negros tienen campos gravitacionales grandes y fuertes que percibimos como algo que absorbería toda la materia en ellos, de manera similar a una aspiradora (Crash Course, 2015). Esta idea es intrínsecamente defectuosa, ya que cuando se forma un agujero negro, sigue los principios de la gravedad, lo que debilita su fuerza a medida que aumenta la distancia (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). Esto es cierto hasta tal punto que si el sol dentro de nuestro propio sistema solar fuera reemplazado por un agujero negro, no habría cambios drásticos en la Tierra suponiendo que encontráramos otra fuente que generara calor (Crash Course, 2015). La fuerza de la gravedad también depende de dónde se encuentre a lo largo del agujero negro. Considere la Figura 3, muestra las tres regiones principales de un agujero negro, el Horizonte de Eventos, el Radio de Schwarzschild y la Singularidad (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). En cada una de estas regiones, la fuerza que actúa sobre el objeto debido al agujero negro cambia, lo que significa que cuando un objeto se acerca a un agujero negro, la fuerza que actúa sobre él aumenta a medida que disminuye su distancia desde la singularidad.

(Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). Esto significa que a medida que un objeto se acerca al punto de singularidad dentro del agujero negro, la fuerza de gravedad que actúa sobre ese objeto debido al agujero negro aumenta, aumentando así su velocidad de escape y complicando la ciencia relacionada con su existencia (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999 ).

El horizonte de sucesos marca el final sombrío de cualquier objeto que se acerque a un agujero negro. Define el límite de la región del espacio que rodea al agujero negro. Se sabe que fuera del agujero negro, donde vEsc representa la velocidad de escape y C representa la velocidad de la luz (Event Horizon, n.d.). A medida que el objeto se acerca al horizonte de eventos, la velocidad de escape aumenta, lo que significa que continúa acercándose cada vez más a la velocidad de la luz hasta que alcanza el horizonte de eventos. En este punto, la velocidad de escape es igual a la velocidad de la luz, lo que significa que el único objeto que aún puede escapar es la luz misma. Una vez que un objeto ha pasado este punto, se vuelve imposible escapar al entrar en el radio de Schwarzschild (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999).

El radio de Schwarzschild es la distancia entre la singularidad y el horizonte de eventos. Una vez ingresado, la fuerza de la gravedad tira de un objeto a un grado en el que físicamente se vuelve imposible escapar. Considere el agujero negro, GU-Muscae. Tiene una masa igual a 7 veces la del sol y un radio de 21,000 metros (Black Hole Encyclopedia, n.d.), calcule la velocidad de escape una vez que se ha roto el horizonte de eventos:

Dado que la velocidad de escape es mayor que la de la luz cuando el objeto se acerca a la singularidad, el ojo humano ni ningún otro ojo en general puede percibir nada. Esto se debe a que la luz en sí misma no escapa de un agujero negro, lo que significa que nunca se refleja en nuestros ojos (Crash Course, 2015). Esto crea la ilusión de que son negros, no podemos verlos. Esto es esencialmente lo que hace que un agujero negro, negro, y la física de un agujero negro, no sea "blanco y negro", pero una cosa más debe tenerse en cuenta para comprender completamente la esencia del agujero negro. Su increíble cantidad de masa.

Los agujeros negros tienen una masa tan grande que no solo absorben luz, sino que deforman el propio espacio-tiempo (Crash Course, 2015). La teoría general de Einstein de relativamente muestra que cuando un objeto con una gran masa, similar a un agujero negro, deforma el espacio, también deforma el tiempo. Al deformar el espacio-tiempo debido solo a su gran masa, los agujeros negros pueden crear lo que se conoce como un cambio gravitacional. Anteriormente se estableció que cuando un objeto se acerca al horizonte de eventos, necesita tener una velocidad de escape cercana, si no a la velocidad de la luz, para poder escapar. Esto se debió a que la fuerza gravitacional era más fuerte a medida que disminuía la distancia. Esto se relaciona inherentemente con la Segunda Ley del movimiento de Newton, que establece que la aceleración de un objeto es directamente proporcional a la magnitud de la fuerza neta, o en otras palabras, F = ma (National Aeronautics and Space Administration, 2009). Esto significa que a medida que aumenta la fuerza que actúa sobre el objeto, su aceleración aumentaría proporcionalmente, lo que significa que aumentaría la velocidad. Esto obviamente significa que desde la perspectiva del objeto, a medida que se acerca más y más al punto de singularidad, hay un cambio azul gravitacional a medida que se acelera, sin embargo, esto es diferente desde una perspectiva exterior (Crash Course, 2015). Si estuviera viendo un objeto caer en un agujero negro, pensaría que caería en un instante, pero tomaría una cantidad considerable de tiempo desde su perspectiva. Esto se debe a algo conocido como desplazamiento al rojo gravitacional. A medida que la luz se acerca cada vez más al punto de singularidad, pierde energía debido a la atracción gravitacional del agujero negro. Esto estira inherentemente la longitud de onda de la luz y, dado que la energía de la luz está ligada a su longitud de onda, la luz con una longitud de onda más larga tiene menos energía. Esta caída alargada de un objeto terminaría abruptamente una vez que pase el horizonte de eventos, ya que la luz no lo reflejaría físicamente, lo que significa que no entraría en sus ojos, lo que lo haría negro en la forma más verdadera (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999) (Crash Curso, 2015).

En resumen, la física de un agujero negro no es tan "blanco y negro" como comer tostadas por la mañana o salir a correr todos los días. El concepto más básico, como el nacimiento de un agujero negro, cómo la luz interactúa alrededor del campo gravitacional alto y, en última instancia, qué los hace, bueno, "negros", es una de las únicas áreas del campo que no son muy debatidas (Khan, Dakota del Norte). En su mayor parte, la naturaleza de los agujeros negros son una anomalía para nosotros, no pueden ser observados a simple vista y llevan nuestra comprensión de la física a sus límites, sin embargo, comprender los conceptos básicos de lo que los hace "negros" ayuda en nuestro comprensión de la física "no tan blanca y negra" de los agujeros negros.

Rapkins, G., Rossiter, D y Walding, R. (1999). Física senior del nuevo siglo: conceptos en contexto. Oxford, Melbourne

Administración Nacional de Aeronáutica y Espacio. (2009). La ciencia: mecánica orbital. Obtenido de https://earthobservatory.nasa.gov/features/OrbitsHistory/page2.php

Las tres leyes de Kepler. (Dakota del Norte.). Obtenido de https://www.physicsclassroom.com/class/circles/Lesson-4/Kepler-s-Three-Laws

Isaac Newton: el hombre que descubrió la gravedad. (Dakota del Norte.). Obtenido de https://www.bbc.com/timelines/zwwgcdm#zw7987h

Nix, E. (2015). ¿Realmente cayó una manzana sobre la cabeza de Isaac Newton ?. Obtenido de https://www.history.com/news/did-an-apple-really-fall-on-isaac-newtons-head

TerreStar-1. (2019). Obtenido de https://www.n2yo.com/sa satellite/?s=35496

Khan, S. (sin fecha). Revisión de la ley de gravitación de Newton. Obtenido de https://www.khanacademy.org/science/ap-physics-1/ap-centripetal-force-and-gravitation/newtons-law-of-gravitation-ap/a/newtons-law-of-gravitation- ap1

Explicación de la física de la escuela secundaria. (2017, 22 de enero). Explicación de las tres leyes de Kepler [archivo de vídeo]. Obtenido de https://www.youtube.com/watch?v=kyR6EO_RMKE&t=624s

Tyson, D.N. (2017, 27 de mayo). Niel deGrasse Tyson [Tweet]. Obtenido de https://twitter.com/neiltyson/status/868497205308657665?lang=en

Kurzgesagt - En pocas palabras. (2015, 15 de diciembre). Explicación de los agujeros negros: desde el nacimiento hasta la muerte [archivo de vídeo]. Obtenido de https://www.youtube.com/watch?v=e-P5IFTqB98&t=176s

Curso intensivo. (2015, 15 de septiembre). Black Holes: Crash Course Astronomy # 33 [Archivo de video]. Obtenido de https://www.youtube.com/watch?v=qZWPBKULkdQ

Radio de Schwarzschild. (Dakota del Norte.). Obtenido de http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Schwarzschild+Radius

Ayúdanos a arreglar su sonrisa con tus viejos ensayos, ¡se necesitan segundos!

-¡Buscamos ensayos, laboratorios y tareas anteriores que hayas superado!

Artículos Relacionados

La peste negra - las víctimas mueren en 2 a 4 días - ratas pulgas llevaron el & hellip

A lo largo de la historia, las relaciones han sido el punto focal de una gran cantidad de literatura, principalmente centrada y hellip

Luz negra. ¿Qué es? Es una parte del espectro ultravioleta que es & hellip

Todos los agujeros negros se forman a partir del colapso gravitacional de una estrella, que generalmente tiene un & hellip

Los agujeros negros son regiones del espacio-tiempo que evitan que cualquier cosa, incluida la luz, se escape. La razón y el infierno

Autor: William Anderson (Equipo editorial de Schoolworkhelper)

Tutor y escritor autónomo. Profesora de Ciencias y Amante de los Ensayos. Artículo revisado por última vez: 2020 | Institución St. Rosemary © 2010-2021 | Creative Commons 4.0


¿Es un agujero negro esférico o plano como un disco?

He visto en libros y videos que los agujeros negros a veces se representan como una esfera o un disco plano, primero por qué hay dos formas diferentes de ilustrarlos y, en segundo lugar, qué representación sería la forma correcta de describir lo que realmente es un agujero negro. ¿parece?

El disco que se muestra a menudo cuando se habla de agujeros negros se conoce como disco de acreción. Es un disco de todo el material que orbita el agujero negro. Parte de este material se está acumulando en el agujero negro, lo que le da más masa y lo hace "más grande".

Para los agujeros negros que no giran, el horizonte de eventos (el punto en el que cualquier luz que intente escapar del agujero negro puede & # x27t) es esférico. Para los agujeros negros giratorios, es aproximadamente esférico.

Se desconoce qué forma toma el agujero negro en sí mismo porque ninguna información escapa al horizonte de eventos.


Poniendo en perspectiva la importancia de la imagen del agujero negro [cerrado]

¿Quieres mejorar esta pregunta? Actualice la pregunta para que se centre en un solo problema editando esta publicación.

El reciente y sorprendente logro de obtener una imagen real de un agujero negro, resultado de un trabajo colaborativo masivo utilizando 8 telescopios diferentes y los esfuerzos igualmente a la par en el desarrollo de la técnica de imagen y los algoritmos de análisis de datos, que fueron impulsados ​​principalmente por los trabajos de Katie Bouman, necesarios para sincronizar y corregir todos los datos recopilados y transformarlos en una imagen unificada.

Por lo que tengo entendido, los telescopios pudieron capturar la radiación EM emitida por la fricción de la materia que orbita alrededor (hacia) el agujero negro, que dada su fuerza de tracción conduce a fuerzas de fricción muy fuertes que dan como resultado una radiación muy brillante.

Es cierto que es muy difícil comprender el trabajo para alguien que no esté involucrado en el campo, pero sería increíblemente valioso si, brevemente y a un nivel conceptual aproximado, las repercusiones de estos nuevos hallazgos se pueden poner en perspectiva en comparación con lo que se conocía. antes de. Más precisamente,

¿De qué nuevas formas la imagen (y el hecho de que pueda ser capturada) valida nuestra comprensión de los RR.GG.? En contraste con las corroboraciones anteriores de los agujeros negros, es decir, el efecto gravitacional de los mismos en la órbita de estrellas y planetas cercanos o las ondas gravitacionales producidas por el colapso de dos agujeros negros.

En un nivel más técnico, la radiación EM capturada viajando a una distancia tan larga ($ aproximadamente 54 $ millones de años luz), imagino que debe haber sido fuertemente desplazada al rojo considerando el efecto Doppler, la expansión del universo y la atracción gravitacional del agujero negro y de todas las estrellas intermedias en la radiación, a pesar de que todavía era posible distinguir el espectro de radiación y reconocer su fuente sin confundirlo con ninguna otra fuente o el fondo de ondas de radio. ¿El desplazamiento al rojo no supone un desafío adicional para identificar la fuente de una radiación como en este caso?

Esto es simplemente un intento de obtener más información para comprender en un nivel básico algunas de las principales repercusiones de haber obtenido una imagen de un agujero negro con éxito, ya que todas estas son noticias muy interesantes de las que aprender más.


De xkcd: Comparación de tamaño de agujero negro M87

Esto es una locura, me sorprendió cuando leí que tenía 100 mil millones de kilómetros de ancho. Por lo que entendí, los agujeros negros suelen tener un par de millas de diámetro.

Hay dos clasificaciones de agujeros negros: los agujeros negros supermasivos que se encuentran típicamente en el centro de las galaxias son tremendamente masivos y pueden tener escalas de millones o miles de millones de kilómetros. Los agujeros negros de masa estelar, que son el resultado directo del colapso masivo de estrellas, son mucho más pequeños y tienen un radio del orden de decenas de kilómetros (como dijiste).

Además, la sombra es bastante más grande que el radio de Schwartzchild del BH. Por lo tanto, es un poco engañoso.

Los diámetros de los agujeros negros escalan sorprendentemente rápido con la masa. Estamos acostumbrados a que los objetos esféricos escalen a la raíz cúbica de la masa, pero los agujeros negros escalan directamente proporcionalmente a la masa. Un agujero negro de miles de millones de masas solares tiene el tamaño del sistema solar, mientras que un agujero negro con la masa del universo es sorprendentemente cercano al tamaño del universo.

Tengo entendido que la singularidad interior sigue siendo increíblemente pequeña pero ultra densa. Es el tamaño del horizonte de eventos (punto en el que ni siquiera la luz puede escapar) es tan grande debido a la gravedad de la densidad masiva en el centro de todo.

¿Te refieres a 100 Tm? (Terametro)

que es igual a 0.01057 años luz.

Jesús, ¿por qué el espacio es tan masivo?

Creo que el tamaño se debe a lo que se llama & # x27el principio holográfico & # x27. La cantidad máxima de información (masa o energía) que se puede almacenar en una esfera no es proporcional a su volumen, sino a su área de superficie. Y, por supuesto, un agujero negro siempre tiene la masa máxima para su tamaño.

Especialmente cualquier cosa que tenga que ver con un número tan grande es incomprensible. Intente imaginar mil millones de cualquier cosa: mil millones de perros a su alrededor, mil millones de automóviles, mil millones de estrellas, mil millones de kilómetros. Por eso es difícil imaginar algo 6,5 mil millones de veces el Sol, que ya es 333.000 veces la masa de la Tierra. También intente imaginar que solo podemos ver unas 5000 estrellas en el cielo en cualquier momento con nuestros ojos. Ahora intente imaginar mil millones de ellos. ¡Simplemente podemos & # x27t!

La pregunta es ¿cuál era la estrella de origen o cuánta masa creció todo este trago negro hasta alcanzar un tamaño tan monstruoso? ¿Alguien sabe si es más grande que SaggitariusA? ¿Si es así, por cuánto?

Es 1700 veces más grande que Sagitario A. Es mucho más grande que, aunque está a una distancia mucho mayor que Sagitario A, es la mitad de grande que Sagitario A en el cielo nocturno.

No sabemos cómo los agujeros negros supermasivos se volvieron tan masivos. Dos teorías predominantes son que consumieron un montón de materia y la otra es que en el universo temprano la materia era tan densa que saltó formando una estrella y colapsó directamente en un agujero negro.

Se estima en 1000-1500 veces la masa de Sag A * o 4-7 mil millones de veces la masa de nuestro propio sol.

Al principio del universo (antes de las galaxias o estrellas o cualquier cosa), los astrofísicos creen que, en las condiciones adecuadas, las nubes masivas de hidrógeno (decenas de millones de masas solares) podían colapsar directamente en agujeros negros supermasivos. Creo que si ciertas nubes fueran casi perfectamente esféricas, podrían dirigir el colapso antes de poder romperse y fragmentarse en un montón de protogalaxias. Las condiciones realmente tenían que ser las correctas, de lo contrario se produciría una fragmentación gravitacional.


El más hambriento de los agujeros negros entre los más masivos del universo

Crédito: NASA / JPL-Caltech

Ahora sabemos cuán masivo es realmente el agujero negro de más rápido crecimiento en el Universo, así como cuánto come, gracias a una nueva investigación dirigida por la Universidad Nacional de Australia (ANU).

Es 34 mil millones de veces la masa de nuestro sol y se alimenta de casi el equivalente a un sol cada día, según el Dr. Christopher Onken y sus colegas.

"La masa del agujero negro también es unas 8.000 veces mayor que la del agujero negro en el centro de la Vía Láctea", dijo el Dr. Onken.

"Si el agujero negro de la Vía Láctea quisiera engordar tanto, tendría que tragarse dos tercios de todas las estrellas de nuestra Galaxia".

Este agujero negro gigante, conocido como J2157, fue descubierto por el mismo equipo de investigación en 2018.

"Lo estamos viendo en un momento en que el universo tenía sólo 1.200 millones de años, menos del 10 por ciento de su edad actual", dijo el Dr. Onken.

"Es el agujero negro más grande que se ha pesado en este período temprano del Universo".

Exactamente cómo los agujeros negros crecieron tan grandes tan temprano en la vida útil del Universo sigue siendo un misterio, pero el equipo ahora está buscando más agujeros negros con la esperanza de que puedan proporcionar algunas pistas.

"Sabíamos que estábamos en un agujero negro muy masivo cuando nos dimos cuenta de su rápida tasa de crecimiento", dijo el Dr. Fuyan Bian, miembro del equipo y astrónomo del personal del Observatorio Europeo Austral (ESO).

"La cantidad de agujeros negros que pueden tragar depende de la masa que ya tengan.

"Entonces, para que este devorara materia a un ritmo tan alto, pensamos que podría convertirse en un nuevo poseedor del récord. Y ahora lo sabemos".

The team, including researchers from the University of Arizona, used ESO's Very Large Telescope in Chile to accurately measure the black hole's mass.

"With such an enormous black hole, we're also excited to see what we can learn about the galaxy in which it's growing," Dr. Onken said.

"Is this galaxy one of the behemoths of the early Universe, or did the black hole just swallow up an extraordinary amount of its surroundings? We'll have to keep digging to figure that out."

The research is being published in Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society.


Project Goals and Methodology

An initial goal of this project is to study the shadows of a recently discovered class of black hole solutions, referred to as Kerr Black Holes with Scalar Hair (KBHsSH) [18, 19] , with a view towards developing templates for use in experiments such as the Event Horizon Telescope. KBHsSH are rotating black hole solutions to GR coupled to a massive, complex, scalar field that satisfies a certain synchronicity condition this framework permits non-trivial, long-lived, configurations of fields around black holes that break black hole uniqueness without invoking higher dimensions or different asymptotics. In such cases the black hole solution will be characterised by additional parameters and one may ask whether, again, through direct observations of the black hole, one can measure its parameters and thereby discern a departure from the Kerr class of solutions.

To address this problem we have developed a GR ray-tracing code, PyHole, that can simulate the motion of light on the curved KBHSH background. Conceptually, we are studying the motion of light rays that are emitted from a distant source and which eventually reach the position of an observer(or camera), perhaps having passed near the black hole along the way. In practice with PyHole light rays are traced backwards in time, starting at the camera, along null geodesics of the black hole metric. Each pixel on the camera image corresponds to a light ray with a different initial momentum vector, which will, as a result, follow a different trajectory some rays will reach a distant light source, and some will not, having fallen instead behind the event horizon. The former will appear as bright pixels on the camera image and the latter as dark pixels. There is also a set of marginal trajectories that enter into null orbits of the black hole and delimit the region of space that appears dark on the image plane, corresponding to the black hole’s shadow. To get a sense of how all this comes together we have set up a visualisation tool.

Together with researchers from the gravitional physics group at the University of Aveiro, we have studied the emergence of chaotic behaviour in the lensing of light by KBHsSH and rotating boson stars [20] .


Potentially something &lsquoabsolutely exceptional&rsquo

&ldquoThis revolutionary and somewhat counterintuitive principle proposes that the behaviour of gravity in a given region of space can alternatively be described in terms of a different system, which lives only along the edge of that region and therefore in a one less dimension,&rdquo wrote Benini and Milan.

&ldquoMore importantly, in this alternative description (called holographic), gravity does not appear explicitly. In other words, the holographic principle allows us to describe gravity using a language that does not contain gravity, thus avoiding friction with quantum mechanics.&rdquo

This theory was then applied to black holes, allowing for their &ldquomysterious thermodynamic properties&rdquo to become more understandable.

&ldquoThey have two dimensions, in which gravity disappears, but they reproduce an object in three dimensions,&rdquo the researchers said.

They expect that this is only the first step towards a deeper understanding of these cosmic bodies and what happens when quantum mechanics crosses with general relativity.

&ldquoIn the near future, we may be able to test our theoretical predictions regarding quantum gravity, such as those made in this study, by observation,&rdquo they added. &ldquoAnd this, from a scientific point of view, would be something absolutely exceptional.&rdquo


Scientists Have Peered into a Black Hole and Taken a Photo of Its Event Horizon for the Very First Time

The first attempt to peer inside a black hole and take an image of its event horizon&mdashthe point of no return&mdashappears to have been a success, with no major problems during the 10-day observation period. The mass of data collected is now being sent to two supercomputers in the US and Germany, and scientists expect to find out if they have the very first picture of a black hole in early 2018.

The Event Horizon Telescope is a hugely ambitious project. It links telescopes around the globe to create one Earth-sized telescope &mdash these are connected virtually so it effectively has a diameter of the entire planet. This technique is not new, but this is the first time it has been done on such a large scale. The level of detail it provides is like being able to count the stitches on a baseball from 8,000 miles away.

Black holes are not hard to see. The material they accumulate is extremely hot, so very bright. The problem is the resolution of images returned&mdashright now, they appear like a bright blur. The Event Horizon Telescope should be able to provide a clear image showing the ring surrounding a black hole and its shadow.

Researchers targeted two black holes. The first, Sagittarius A*, is the black hole that sits at the center of the Milky Way. The other, Messier 87, is a supermassive black hole in an elliptical galaxy 53 million light years away.

Vincent Fish, a research scientists at MIT Haystack, Massachusetts who is working on the project, tells Newsweek that the image returned should show the flow of material going in and out of the black hole. "What we expect to see is an asymmetric image where you have a circular dark region. That's the black hole shadow. And there might be a bright ring at the edge of that&mdashwhich is the photon ring [a spherical region of space where gravity is so strong photons are forced to travel in orbits]. Then around it you will see one side is bright and the other side is faint, so kind of like a crescent.

"The reason for the crescent is that material near the black hole is moving at a few tenths of the speed of light. Special relativity tells you when particles emit photons&mdashwhen they shine light at you&mdashif the particles are moving towards you, it looks very bright, if they're moving away from you, then it gets very dim. That produces this asymmetry."

Processing the data

Around one petabyte of data has been collected. To put that into perspective, a petabyte of MP3 songs would play continuously for more than 2,000 years without repeating. Scientists are collecting and distributing the data between two research institutes: One at MIT Haystack, the other at the Max Planck Institute for Radio Astronomy in Bonn, Germany.

The data, recorded on hard disks, will be plugged into two correlators (or supercomputers). This will remove any time delays caused by the different global positioning of each telescope. "We plug it into the correlator and we look at each baseline to see if we detected anything. With the array we have, we should have plenty of sensitivity. If things went well, we should have clear detections on most of the baselines at least, but we won't know for certain until the data get back here," Fish says.

Data will come back in two waves. Most will be returned in the coming weeks, but what has been collected at the South Pole telescope will be unavailable for another six months&mdash planes cannot land there because of winter, so at the moment, the data is "stranded," Fish explains.

Without this data, scientists cannot be sure of success. "I don't think we'll have the complete dataset until January next year. We'll have partial datasets in a couple of months and we'll look at the incomplete datasets just so we get a head start on data reduction and calibration so we know what issues there are and how to mitigate them," he says.

"We'll have a pretty good idea of whether it's been a success&mdashhow strongly we've detected sources&mdashbut for imaging the baselines to the South Pole are very important. So I think the imaging part can't really start in earnest until next year."

What does it all mean?

Black holes are effectively laboratories for extreme physics. Gravitational forces are so strong that nothing, not even light, can escape. An event horizon is the point of no return&mdashit will drag in anything passing it. At the center of a black hole is what is known as a singularity: a one dimensional point that is unimaginably small, but contains a huge mass. At the singularity, spacetime curves infinitely and the laws of physics cease to exist.

"If you talk to people who study black holes, general relativity, thermodynamics and quantum mechanics, they will tell you one of these theories has to give at a black hole," Fish explains. An example of this is the information paradox. Put simply, quantum mechanics says information cannot truly be destroyed, so details of anything that is sucked into a black hole must remain in some way or form. General relativity, on the other hand, says nothing can survive a black hole.

"We have these assumptions about how the universe works, these well-tested theories, but at a black hole something is wrong and we don't know what it is," Fish says.

From the initial image returned, scientists should be able to test relativity. "If you know the mass of the black hole&mdashand for Sagittarius A* we know that well&mdashand if you know the distance of the black hole, which again we know well, then relativity predicts you will see that shadow and ring and that the ring will have a certain diameter and it will be near circular. That's a test of relativity. If the shape isn't circular or the wrong size, then relativity has made a prediction that has failed. That's the first thing we'll look at."

In the longer term, astrophysicists will be able to start studying exactly how material is sucked into a black hole and how it gets launched out into a jet. "It'll give us a better understanding of whether general relativity is an accurate description of the spacetime around a black hole," Fish says, adding it will be the first time we are able to test general relativity at the most extreme limits. "For general relativity, we've been assuming it's correct. There have been some tests of relativity in the weak field limit going back to 1919 with [Arthur] Eddington and the solar eclipse. But we haven't really been able to do any tests in the strong field limit. And there's really no stronger field than a black hole."

Astronomy research professor Gopal Narayanan, who led the efforts on the Event Horizon Telescope at the Large Millimeter Telescope in Mexico, said in a statement emailed to Newsweek: "[An event horizon] is the best lab we have to study the extreme physics out there. These are the observations that will help us to sort through all the wild theories about black holes. And there are many wild theories. With data from this project, we will understand things about black holes that we have never understood before."


Black holes are often seen as the remnants of giant stars after they go supernova if their iron cores are massive enough, they will collapse to form black holes. Black holes have a black spherical event horizon whose radius is directly proportionate to their mass (doubling a black hole's mass will double the radius), and a singularity of zero volume in the center.

Objects that are pulled towards a black hole by its gravity will be taken within the event horizon - from their own perspective, if they survived, they would seem to simply fall in, but viewed from outside they would stop at the edge and become progressively more red-shifted as their light is stretched out of visibility. Once inside the event horizon - or, for particularly small black holes, starting outside it - they would also be stretched out as the forces pull them apart unevenly in a process known as spaghettification.

Some people believe that some or all black holes are actually wormholes and that each black hole maps to some exit point elsewhere in spacetime, possibly in the form of a white hole (a theoretical object which is the counterpart of a black hole), or in entirely different universes. These wormholes might function as portals, albeit dangerous and non-reprogrammable ones.

Brown dwarf classes: Y · T · L · METRO

Wolf-Rayet and carbon star classes: S · C · W

Stellar remnant classes: D · norte · Ω