Estimad@s Clientes y/o amantes del LEAN:
Los que sabéis de mi pasión por la Astrofísica y las Matemáticas
podríais adivinar que este post no puede estar dedicado a otra cosa que el anuncio
que la comunidad científica hizo este jueves sobre la primera foto que se le ha
hecho a un agujero negro que hay en la galaxia M87
Lo que más me gustaría resaltar el que, una vez más, lo que
decían las matemáticas era verdad
Es impresionante que hoy lo que decía la carta que le envió
a Einstein el científico alemán Karl Schwarzschield mientras estaba en el frente
ruso en la Primera Guerra Mundial se ha transformado en gozosa realidad: Karl había
descubierto que una de las soluciones de la ecuación de la Teoría de la
Relatividad General indicaba que los agujeros negros debían existir
El propio Einstein no lo veía claro, pero, como dice el proverbio,
“Einstein era genial hasta cuando se equivocaba”
Es un logro parecido al de las ecuaciones del campo
electromagnético de Maxwell: lo que predecían esas maravillosas ecuaciones era
que las ondas electromagnéticas debían existir….. 30 años después Hertz las
creó en su laboratorio
Estos, junto con la Transformada de Fourier, son los conjuntos
de ecuaciones que más admiro:
Ecuaciones de la Teoría
general de la Relatividad de Einstein
Parece difícil si decimos que son un sistema de 10
ecuaciones diferenciales en derivadas parciales, pero todo se simplifica si
aclaramos que tienen la forma:
G=kT
donde G es una expresión matemática llamada ‘tensor de
Einstein’ que contiene toda la información geométrica del espacio-tiempo, y T
es el ‘tensor de energía-impulso’ que describe las propiedades físicas de los
sistemas materiales que generan la gravitación.
De todas las formas, tampoco hay que liarse mucho con los
detalles: lo que dicen las ecuaciones de campo es sencillo: la parte derecha de
las ecuaciones indican propiedades de las masas, la parte izquierda describen
las consecuencias sobre el espacio-tiempo, o sea sobre qué pasa con los objetos
que se acercan a esas masas (lo que antes de Einstein era el campo
gravitatorio)
Ecuaciones del Electromagnetismo de Maxwell
La cuarta ecuación predecía que las ondas electromagnéticas
debían existir
La conclusión que quiero trasmitir con esta primera
reflexión es clara: mi incondicional homenaje a Einstein, Schwarschield…y a las
Matemáticas en este excitante momento en que, por primera vez, hemos visto lo
que las Matemáticas predecían
También me gustaría resaltar que esto ha sido posible
gracias a una proeza técnica: las técnicas de interferometría, que han
permitido “construir” un telescopio virtual de unos 10.000 km de diámetro
La estructura del presente post es la siguiente:
- Resumen aparecido en Xataka Ciencia de la noticia
(de todos los que he visto estos días, éste es el que más me ha gustado)
- Explicación sencilla de qué es un agujero
negro y cómo se ha formado, también sacado de Xataka Ciencia
- Algo que dediqué a la interferometría y el
poder de resolución de los telescopios en un post de mi blog https://historiasdellean.blogspot.com/
- Otros post míos dedicados a la Teoría General de
la Relatividad de Einstein
Feliz lectura
1. Todo lo que ha hecho falta para que la foto del
agujero negro haya sido posible: un viaje de más de un siglo al corazón del
universo
Ahora que hemos digerido el entusiasmo por haber conseguido
"la fotografía imposible", esa
primera imagen del horizonte de sucesos de un agujero negro, quizás sea un
buen momento para repasar todo lo que hemos ha hecho falta para que se
haya hecho realidad algo que hace poco más de una década solo podía
calificarse de ciencia ficción. Aquí os dejamos un breve repaso por los pasos
que hemos tenido que dar para conseguir la imagen más improbable del universo
¿Existen realmente los agujeros negros?
Esto es lo más básico, efectivamente. La idea de
"astros oscuros" no es nueva. En 1783, el clérigo inglés John
Michell escribió
una carta a Henry Cavendish en
la que le planteaba la posibilidad de que existiera una estrella tan grande que
"toda luz emitida por ese cuerpo volvería hacia él por causa de su propia
gravedad". Durante décadas (¡siglo y pico!), la afirmación pasó
desapercibida.
El 22 de diciembre de 1915, mientras servía durante la
Primera Guerra Mundial en el frente ruso, Karl
Schwarzschild envió una carta a Albert Einstein con un modelo muy
robusto que demostraba que la existencia de estos cuerpos invisibles era un
corolario lógico de la Teoría de la Relatividad (algo que no entusiasmaba ni al
propio Einstein). Schwarzschild murió poco después, pero la búsqueda
acababa de empezar.
Durante más de un siglo, hemos teorizado sobre su
existencia, modelado sus características, localizado zonas del espacio donde
creíamos. También los hemos detectado, claro. No ha sido todo
cuestión de fe. Hace décadas que los agujeros negros dejaron de ser excéntricas
hipótesis teóricas para convertirse en fenómenos cosmológicos confirmados
gracias a métodos indirectos. Cosas como su (nada sutil) fuerza gravitatoria
nos permiten saber de su existencia con solo mirar el comportamiento de las
estrellas que los rodean.
Diseñar un telescopio capaz de verlos
Pero, ¿estudiarlos con detalle? Eso era imposible. Técnicamente
imposible, quiero decir. Para conseguir datos de objetos como estos,
necesitamos antenas muy grandes. Y, claro, la manera más sencilla es construir
una radioantena lo suficientemente grande. ¿Cómo de grande? Demasiado
Como muchos os habréis dado cuenta, la
imagen de M87 no se ha compuesto con longitudes de onda visibles,
sino de radio. El motivo es sencillo: como pasa con la radio convencional, estas
frecuencias pueden atravesar lo que se encuentren por delante ya sea polvo
espacial u otro tipo de objetos; la luz visible no.
Ahí, las longitudes largas tienen ventajas fundamentales,
pero también tienen serios problemas: el que más nos interesa es que son mucho
menos nítidas. Si usáramos el mayor radiotelescopio actualmente operativo para
captar una imagen de la Luna, ninguna fotografía resultante tendría (ni
de cerca) la nitidez con la que la vemos a simple vista.
Y hablamos solo de la luna. Por seguir con el ejemplo,
captar la imagen de un agujero negro como M87 desde la Tierra es algo parecido
a tratar de fotografiar una naranja en la superficie de la Luna con un
radiotelescopio. O sea,** necesitaríamos un radiotelescopio de unos 10.000
kilómetros de diámetro**. La Tierra tiene unos 13.000 kilómetros, la cosa está
complicada.
El maravilloso mundo de la interferometría
Afortunadamente, tenemos otras formas de enfocar el
problema: podemos usar diferentes antenas situadas en varios
continentes para tratar de componer una imagen global. Eso es una
técnica llamada interferometría y nos permite combinar los datos extraídos
desde distintos receptores, telescopios o antenas de radio para componer, utilizando
el principio de superposición, una imagen de mayor resolución.
Aquí surgen dos problemas interrelacionados. El primero es
que los científicos del EHT no
podían fotografiar el agujero negro que quisieran. Tenían que buscar uno que
estuviera lo suficientemente lejos (y fuera los suficientemente grande) como
para que se mantuviera estable al captar los datos. El mismo EHT ha obtenido
datos de Sagitario A*, un agujero negro que por estar en el centro de la Via
Láctea está mucho más cerca de nosotros, pero los movimientos locales de la
galaxia “desenfocan” la foto impidiendo conseguir una imagen tan nítida.
El segundo problema es que no bastaba con que estuviera
lejos, tenía que encajar con el tamaño exacto del EHT: es decir con la
superficie de la Tierra que podemos cubrir con los 8 radiotelescopios situados
en 6 lugares diferentes que estaban disponibles los días de la gran foto (5, 6,
10 y 11 de abril de 2017). Estamos, por tanto, en el límite de la
nitidez posible por ahora. Solo sacando los radiotelescopios al
espacio (instalando uno en la Luna, por ejemplo) podríamos mejorar las imágenes
que tenemos ahora mismo.
Encontrar las piezas...
Luego venía la parte compleja: había que componer la imagen
a partir de los datos de los radiotelescopios. Datos incompletos, por cierto.
Incluso aunque hubiéramos tenido el doble de telescopios, los datos hubieran
tenido huecos huecos importantes. Por eso, buena parte del
trabajo de los investigadores ha sido ver cómo rellenaban los
huecos.
Katie
Bouman, una de las protagonistas del descubrimiento, se dedicó precisamente
a esto, a rellenar los huecos que había en los cinco petabytes de información
que se usaron para componer la imagen. Por ejemplo, fue decisión suya pasar de
una interferometría basada en pares de radiotelescopios a una banda en tríos.
Como explicábamos antes, la interferometría permite
descomponer un problema complejo en carios subproblemas. Las técnicas
habituales utilizan pares de radiotelescopios para ir refinando los datos. La
idea de empezar a usar tríos fue muy meditada. Los tríos conllevan una pérdida
importante de información (motivo por lo que no se hace normalmente), pero en
este caso esa pérdida se ve compensada por el aumento de precisión (y
la supresión del ruido atmosférico).
...montar el puzle
El EHT produjo, aproximadamente, 250 PB de información en
apenas una semana. De ellos, se extrajeron cinco para componer la imagen. Pero
aún no acaba ahí el reto porque al reto de transferir, procesar y estudiar los
datos se sumaba otro más. Con toda esa información, no se podía obtener
una fotografía, se podía obtener todas las que se quisieran. Cinco
petabytes de piezas que se podían ordenar de las más diversas formas distintas.
Eso no significa que que todas las imágenes fueran igual de
probables. Evidentemente no sabíamos qué pinta tenía un agujero negro,
pero sí sabemos muchas cosas sobre la naturaleza del Espacio-Tiempo y sobre
cómo se suponía que debía ser. Para encontrar la fotografía clave el equipo del
EHT utilizó
un algoritmo de aprendizaje automático para identificar patrones
visuales y refinar aún más las reconstrucciones de la imagen de su algoritmo.
El resultado es el que tenemos encima de la mesa: la primera
imagen de un agujero negro. Gracias a ella (y al resto de datos), podremos
estudiar con detalle qué ocurre en entornos de gravedad extrema. Pero eso es el
futuro: si algo demuestran estos descubrimientos es cómo una idea puede
atravesar las décadas, puede concitar a cientos de personas y puede hacernos
conocer lo que está más allá. Es una historia de ciencia, sí; pero
sobre todo es una historia de esperanza en el ser humano.
2. Agujeros negros: respuestas sencillas a algunas de
las grandes preguntas planteadas por los objetos más misteriosos del Universo
Los agujeros negros son los protagonistas indiscutibles de
cientos de ensayos científicos. Y en el futuro, con total certeza, lo serán de
muchos más. Pero estos enigmáticos objetos cósmicos no
interesan solo a los astrofísicos. También nos hemos topado con ellos en muchas
películas y novelas de ciencia ficción, una prueba contundente de que
ejercen un magnetismo irresistible sobre una parte del gran público.
Nuestro conocimiento acerca
de los agujeros negros aún no nos permite entender todos sus secretos,
pero poco a poco los cosmólogos han ido desvelando algunos de sus misterios, de
manera que ya tenemos algunas respuestas que nos ayudan a
conocerlos un poco mejor. Precisamente, estas respuestas son las auténticas
protagonistas de este artículo, en el que no encontraréis ni una sola ecuación
debido a que tenemos la intención de que sea lo más asequible posible. Si os
gusta y queréis saber más acerca de los agujeros negros nos encantará preparar
otras entregas que nos ayuden a conocerlos un poco mejor.
Qué es un agujero negro y de dónde sale
Por sí sola la definición de agujero negro no nos dice gran
cosa, pero es un buen punto de partida sobre el que podemos ir desarrollando el
resto del artículo. Podemos describir uno de estos objetos cósmicos como una
región del espacio finita, y, por tanto, con un tamaño determinado, que
aglutina en su interior la suficiente masa para ser capaz de generar un campo
gravitatorio tan intenso que ninguna partícula es capaz de escapar de él. Ni
siquiera los fotones, que son las partículas elementales que transportan la
luz.
Esta definición apunta algunas ideas interesantes que
desarrollaremos en los siguientes párrafos del artículo, pero antes de
abordarlas es una buena idea que repasemos brevemente cuál es el origen de uno
de los tipos de agujeros negros que los científicos conocen mejor: los
agujeros negros cósmicos que proceden del colapso de estrellas muy
masivas. Hay otros tipos de agujeros negros, pero como nuestro objetivo es no
complicar en exceso este artículo por el momento hablaremos de esta variedad,
que sin duda es una de las más apasionantes.
Os propongo que comencemos repasando brevemente la vida de
las estrellas (en
este otro artículo hemos intentado explicaros con bastante detalle
cuáles son sus etapas vitales). Las estrellas nacen a partir de nubes
de polvo y gas que están esparcidas por el Universo, y que comenzaron
a formarse poco después del Big Bang, hace casi 14.000 millones de años. La
vida de cualquiera de ellas está íntimamente ligada a su composición inicial,
pero su masa también tiene un impacto enorme en la manera en la que va a
evolucionar.
Las estrellas nacen a partir de nubes de polvo y gas que
están esparcidas por el Universo, y que comenzaron a formarse poco después del
Big Bang, hace casi 14.000 millones de años
Alrededor del 70% de la masa de las estrellas es hidrógeno,
entre el 24 y el 26% es helio, y el 4 al 6% restante es una combinación de
elementos químicos más pesados que el helio, a los que los astrofísicos llaman
de manera genérica «metales». Ya tenemos los ingredientes necesarios para
fabricar una estrella (todos ellos están contenidos en las nubes de polvo y gas
de las que acabamos de hablar), pero nos falta un elemento fundamental: el
«motor» que se encarga de mezclar estos componentes y calentarlos
para, así, dar forma a la estrella y «encenderla».
El fenómeno natural que origina la formación de las estrellas
a partir de los ingredientes que acabamos de citar es la gravedad. La misma
gravedad que nos mantiene pegados a la superficie de nuestro planeta. Esta
fuerza se encarga de ir reuniendo y compactando estos elementos mediante un
fenómeno conocido como contracción gravitacional. Y, mientras
tanto, también los va calentando poco a poco. Si la cantidad de materia
acumulada mediante la contracción gravitacional es lo suficientemente grande, y
la temperatura alcanzada lo suficientemente elevada, se encenderá el horno
nuclear. Y nacerá una nueva estrella.
Las estrellas se mantienen en equilibrio debido a que la
presión de radiación y de los gases contrarresta la contracción gravitacional
A partir de ese momento se inicia un tira y afloja entre dos
fuerzas que van a mantener a la estrella en perfecto equilibrio. Por un lado en
el centro de la estrella los núcleos de hidrógeno comenzarán
a fusionarse, liberando una enorme cantidad de energía y permitiendo, así,
que emita una gran cantidad de radiación. Precisamente, la presión
generada por la radiación y los gases genera la fuerza que, de alguna manera,
«tira» de la estrella hacia fuera. Intenta que se expanda. Pero esta fuerza
queda contrarrestada por la contracción gravitacional, que «tira» de la materia
de la estrella hacia dentro.
Mientras la presión ejercida por la radiación y los gases
siga produciéndose, y la contracción gravitacional continúe contrarrestándola,
la estrella se mantendrá en un estado de equilibrio conocido como «equilibrio
hidrostático». Curiosamente, las estrellas pasan la mayor parte de su vida
consumiendo sus reservas de hidrógeno, aunque las más masivas agotan su
combustible con mucha más rapidez que las más ligeras. La fase durante la que
la estrella va consumiendo sus fuentes de energía se conoce como secuencia
principal.
A medida que el hidrógeno va agotándose la estrella va
reajustándose, comprimiendo su núcleo para incrementar su temperatura, de
manera que sea posible iniciar la combustión del siguiente elemento químico más
ligero: el helio. Si la estrella tiene la masa suficiente se iniciará la
ignición del helio. Y así irá, poco a poco, reajustándose y quemando un
elemento tras otro hasta agotar completamente sus fuentes de energía. ¿Qué
sucederá cuando agote todo su combustible? Sencillamente, que la presión de
radiación y de los gases que tiraba de la estrella hacia fuera cesará, lo que
provocará que la contracción gravitacional no sea contrarrestada.
La masa de la estrella determina cómo será su final. Las
menos masivas darán lugar a nebulosas, en cuyo centro perdurará una enana
blanca, que es una estrella degenerada que ha agotado todo su combustible y
tiene un tamaño muy inferior a su volumen inicial. Y las estrellas más masivas
se transformarán en estrellas de neutrones, de quarks, o, si tienen la masa suficiente,
en agujeros negros. Para que una estrella ponga fin a sus días bajo la forma de
una estrella de neutrones es necesario que tenga una masa de al menos
1,44 masas solares. Este valor se conoce como «límite de Chandrasekhar», y
se lo debemos al astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar.
Para que una estrella acabe sus días bajo la forma de una
estrella de quarks o un agujero negro es necesario que su masa sea aún mayor.
Este valor lo fija el «límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff», establecido
actualmente por los astrofísicos en aproximadamente 2,17 masas solares.
Todo lo que hemos visto hasta ahora acerca de la vida de las estrellas es muy
importante porque puede ayudarnos a entender el fenómeno que provoca la
formación de un agujero negro.
Cuando la estrella agota su combustible pierde el equilibrio
hidrostático y la contracción gravitacional comprime su núcleo
Cuando la estrella agota su combustible, como hemos visto,
no puede mantener el equilibrio hidrostático que solo era posible cuando la
presión de radiación y de los gases quedaba contrarrestada por la contracción
gravitacional. En el instante en el que se terminan sus fuentes de
energía el núcleo se contrae súbitamente por el efecto de la
gravedad y las capas superiores de la estrella caen sobre él, rebotando y
saliendo despedidas hacia el espacio en un fenómeno muy energético conocido
como supernova.
Pero si la masa de la estrella es lo suficientemente elevada
su núcleo de hierro continuará contrayéndose debido a la fuerza de la gravedad.
Cuando sucede esto, la descomunal presión a la que se ve sometido provoca
cambios muy importantes en la estructura de la materia, que ya no está
constituida por protones, neutrones y electrones, como la materia ordinaria,
sino solo por neutrones. El resultado de este proceso será una estrella de
neutrones, pero si la masa de la estrella alcanza el «límite de
Tolman-Oppenheimer-Volkoff» lo que obtendremos, como hemos visto, será una
estrella de quarks, o, incluso, si es terriblemente masiva, un agujero
negro.
Este misterioso objeto cósmico es el resultado de la acción
incesante de la contracción gravitacional, que consigue, debido a que ya no hay
ninguna fuerza que sea capaz de contrarrestarla, aglutinar toda la masa de la
estrella en un espacio muy pequeño. Tan pequeño y con una densidad tan alta que
un objeto que quisiese escapar de su campo gravitatorio tendría necesariamente
que superar la velocidad de la luz, que es de unos 300.000 km/s en
el vacío. Este parámetro se conoce como «velocidad de escape».
Albert Einstein demostró en su teoría
de la relatividad especial de 1905 que ningún objeto puede superar la
velocidad de la luz debido, sin entrar en detalles complicados, a que es el
parámetro que conecta el espacio y el tiempo en nuestro universo. De hecho,
este fenómeno es el que da sentido a la idea de espacio-tiempo como
un todo en el que el espacio y el tiempo están profundamente entrelazados. Es
más, la velocidad de la luz es también la velocidad a la que se expande el
espacio-tiempo en el interior de los agujeros negros, como veremos un poco más
adelante. Así que más nos vale no caer dentro de uno de ellos.
Si son negros, ¿por qué podemos verlos?
Esta es una buena pregunta. Y su respuesta es interesante
debido a que, en realidad, no podemos verlos. Lo que los astrofísicos consiguen
ver son los efectos que la descomunal gravedad de los agujeros negros tiene en
su entorno. De hecho, lo que podemos ver en la fotografía que han hecho pública
hace unas horas los responsables del Telescopio
del Horizonte de Sucesos (EHT) es el disco de acrecimiento,
que es una nube de materia atrapada en el campo gravitatorio del agujero negro
que está muy caliente, y que, por esta razón, emite radiación.
Esta es la fotografía de un agujero negro real tomada por el
Telescopio del Horizonte de Sucesos (EHT).
Este material se va calentando y, poco a poco, una parte de
él se va precipitando hacia el interior del agujero negro, que ocupa la porción
central de la imagen, la que permanece completamente oscura. Afortunadamente,
esta no es la única pista que permite a los científicos identificar dónde
podría alojarse un agujero negro. Y es que su enorme tirón
gravitacional puede tener un impacto muy claro sobre otros objetos de
su entorno, como, por ejemplo, las estrellas y los planetas. Si los
astrofísicos identifican un conjunto de estrellas y planetas orbitando en torno
a un punto central claramente definido, y a priori en esa ubicación no hay
nada, es probable que se trate de un agujero negro.
Qué forma tiene un agujero negro
La imagen que nos han ofrecido de ellos algunas películas,
en las que parecen tener una estructura plana parecida a un umbral que es
posible atravesar, es errónea. Posiblemente la que mejor los
describe es ‘Interstellar’ debido
a que Christopher Nolan, el director de esta película, fue asesorado por Kip S. Thorne, el brillante
físico teórico estadounidense galardonado con el premio Nobel de Física en 2017
por su contribución al descubrimiento de las
ondas gravitacionales.
A diferencia de lo que nos muestran algunas películas, los
agujeros negros son objetos cósmicos esféricos
En realidad, los agujeros negros son objetos
esféricos, y, como hemos visto, tienen un volumen perfectamente definido.
De hecho, su límite queda fijado por el horizonte de sucesos, que
es la región del espacio que envuelve al agujero negro más allá de la cual
cualquier objeto que la atraviese caerá irremisiblemente hacia su interior sin
posibilidad alguna de salvación.
Afortunadamente, la gravedad es una fuerza que decrece
rápidamente con la distancia, por lo que es necesario acercarse mucho a un
agujero negro para quedar atrapado en su campo gravitatorio. Pero
esta es otra historia, una en la que indagaremos un poco más a continuación.
No es (demasiado) peligroso acercarse a un agujero negro
A pesar de lo que parece sugerir el nombre que les hemos
dado, los agujeros negros son relativamente mansos. Su tirón gravitatorio es
cada vez más fuerte a medida que nos acercamos a la singularidad, o, al menos,
eso es lo que creen los científicos. La singularidad no es más
que una región del espacio-tiempo alojada en su interior en la que no podemos
definir el valor que tienen magnitudes físicas como la curvatura u otros
conceptos geométricos. Es difícil imaginar algo así, pero podría ser una
especie de limbo que no sigue las reglas del espacio-tiempo que
conocemos.
La buena noticia es que a medida que nos alejamos de su
horizonte de sucesos, el tirón gravitatorio del agujero negro pierde
mucha intensidad. Tanto es así que incluso podríamos vivir en un planeta
que orbita a cierta distancia alrededor de uno de ellos sin que ni el planeta
ni nosotros fuésemos devorados por el agujero negro. De nuevo nos viene bien
recurrir a la película ‘Interstellar’ (y probablemente no será la última vez
que lo hagamos) debido a que en ella, precisamente, hay un planeta que orbita
alrededor de Gargantua. Los protagonistas de la cinta llegan a descender a la
superficie de ese planeta, y, en principio, y dejando a un lado los spoilers,
no tienen mayor problema. Aunque se encuentran con un imprevisto: el tiempo.
Qué sucede con el tiempo en las proximidades de un
agujero negro
Unos párrafos más arriba hemos descubierto que el tiempo y
el espacio forman parte de un todo, lo que provoca que ambas magnitudes estén
profundamente entretejidas. La intensidad de la gravedad en el interior de los
agujeros negros es tan alta que el continuo espacio-tiempo se deforma,
por lo que el tiempo no transcurre de la misma forma para un observador externo
situado relativamente cerca del agujero negro, pero más allá del horizonte de
sucesos, que para una persona próxima a esta última región.
La gravedad en las proximidades de los agujeros negros es
tan intensa que el continuo espacio-tiempo se deforma
Echemos de nuevo un vistazo a ‘Interstellar’, pero aquí sí
viene un spoiler, así que, si no has visto la película, quizá
prefieras saltarte los dos próximos párrafos. El tiempo no transcurre a
la misma velocidad para las personas que descienden a la superficie
del planeta próximo a Gargantua que para el miembro de la tripulación que
permanece en la nave y no llega a poner sus pies en el planeta.
Para las personas que descienden transcurren horas, mientras
que para el miembro de la tripulación que se queda en la nave pasan
varios años mientras espera el regreso de sus compañeros. Esto se debe
a que la gravedad ejercida por la enorme masa del agujero negro deforma el
continuo espacio-tiempo más a medida que te acercas más a él. Otro fenómeno que
la película de Nolan ilustra correctamente.
Los agujeros negros no son eternos
Son poderosos, sí. Colosales incluso. Pero no son eternos.
Stephen Hawking fue el primer físico que se dio cuenta de que los agujeros
negros, si somos realmente rigurosos, no son completamente negros. Y no lo son
porque emiten un poco de radiación, conocida, en honor a su descubridor,
como «radiación de Hawking». Esta forma de radiación se produce en
el horizonte de sucesos y tiene su origen en efectos cuánticos bastante
complejos en los que no es necesario que profundicemos para no complicar más de
la cuenta el artículo.
Los agujeros negros emiten radiación, conocida, en honor a
su descubridor, como «radiación de Hawking», por lo que pierden masa y energía
poco a poco
Lo realmente importante es que conocer la presencia de esta
forma de radiación nos ayuda a intuir que, efectivamente, los agujeros
negros pierden masa y energía con el transcurso del tiempo,
por lo que llegará un momento en el que la perderán toda y se desvanecerán. O
se evaporarán. Lo curioso es que el tiempo que es necesario esperar hasta que
uno de ellos alcanza este punto es enorme. Tanto como la edad que tiene
actualmente el Universo, por lo que los científicos creen que esto aún no le ha
sucedido a ningún agujero negro cósmico.
Cómo veríamos a una persona que cae dentro de un agujero
negro
No cabe duda de que sería toda una experiencia, sobre todo
para la persona que tiene el valor de atravesar el horizonte de sucesos. El
observador externo que mira hacia el agujero negro a una distancia prudencial
del horizonte de sucesos vería que la persona que se precipita hacia él nunca
acaba de entrar en su interior. Poco a poco iría quedando inmóvil
hasta llegar a detenerse del todo en una región próxima al horizonte de
sucesos.
No obstante, si siguiese observando aún más tiempo
comprobaría que la persona atrapada en el agujero negro se desvanecería poco a
poco hasta desaparecer del todo debido a que la luz que refleja iría
perdiendo energía a causa de la gravedad extrema hasta que no pudiese
ser detectada. Para el observador externo la víctima del agujero negro quedaría
inmóvil y se desvanecería. Pero, ¿qué le pasa a la persona que se adentra más
allá del horizonte de sucesos? Nada apetecible. Lo veremos a continuación.
Esto es lo que nos pasaría si entrásemos dentro de un
agujero negro
Los científicos no tienen una certeza absoluta acerca de
este suceso, pero las matemáticas y la física nos permiten predecirlo con
cierta exactitud. Al principio no tendría por qué ser desagradable, al menos si
no conociésemos el final al que estaríamos abocados. Caeríamos y caeríamos hasta
rebasar el horizonte de sucesos, y poco a poco la gravedad iría aumentando
hasta que la diferencia de intensidad entre la gravedad a la que están
sometidos nuestros pies y nuestra cabeza fuese importante. Llegados a este
punto nuestro cuerpo comenzaría a estirarse hasta desgarrarse completamente,
por lo que llegaría nuestro final.
A medida que nos acercásemos a la singularidad el
espacio-tiempo del interior del agujero negro comenzaría a colapsar sobre
nosotros
Además, a medida que nos acercásemos a la singularidad el
espacio-tiempo del interior del agujero negro comenzaría a colapsar
sobre nosotros, estirándose y generando más espacio entre nosotros y el
horizonte de sucesos. Ese espacio crecería a la velocidad de la luz, por lo
que, por mucho que acelerásemos, seríamos incapaces de alcanzar la salida del
agujero negro para escapar.
Por otro lado, la creación de nuevo tejido espacial sobre
nosotros contribuiría a estirarnos aún más en un proceso al que los físicos
llaman «espaguetificación». Es evidente de dónde sale este nombre.
En realidad, acabaríamos siendo estirados en una dirección y comprimidos en
otra hasta el punto de que los átomos de los que estamos hechos acabarían
alineándose y perdiendo la coherencia que nos permite mantenernos con nuestra
forma actual. No parece una experiencia demasiado apetecible, ¿verdad?
Imágenes | NASA Goddard Space Flight
Center | NASA/JPL-Caltech | M.
Helfenbein, Yale University / OPAC
Esta información la he sacado de los siguientes posts de
XATAKA:
3. Mi post sobre Interferometría y la resolución de
los telescopios
Del telescopio de Galileo al interferómetro láser LIGO,
la maravilla técnica que ha permitido la detección de ondas gravitacionales
Partiremos de los principios
básicos de un telescopio (especialmente los relacionados con su poder de
resolución), de ahí pasaremos a describir lo que es la interferencia y
terminaremos con una breve descripción de este interferómetro láser tan
especial que es el LIGO
Apertura
Diámetro del objetivo ( lente en un telescopio refractor o
espejo en uno reflector ). Se suele expresar en milímetros o en pulgadas. ( 1
pulgada = 25.4 mm )
Distancia focal
Distancia entre el objetivo y el punto en el plano focal en
que convergen los rayos de luz. (suele expresarse en milímetros)
Relación focal (razón focal)
Distancia focal / Diámetro
También conocido como número f. Por ejemplo para un
telescopio con una Distancia focal de 650 mm. y un diametro de 130 mm, su
relación focal sería f/5
Es un indicador de la luminosidad del telescopio: cuanto más
corta es la distancia focal F y más grande el diámetro D, más luminoso será el
telescopio. Sólo para astrofotografía, no aplicable a observación visual.
Muchas veces es llamada la "velocidad" del
telescopio: se dice que es un telescopio rápido cuando su razón focal es baja (es
rápido porque necesita menos tiempo en recolectar la misma cantidad de luz que
otros telescopios con una razón focal más alta). Esto es especialmente
importante en la astrofotografía, donde se pueden reducir sustancialmente los
tiempos de exposición si se utilizan telescopios de relaciones focales F/D
bajas.
Algunos tipos de telescopios suelen utilizar un sistema
óptico llamado reductor de focal, que reduce la relación focal de un equipo.
Por ejemplo se puede pasar de f/10 a solo f/6.3
Poder de resolución
Se llama resolución (o poder separador) a la
capacidad de un telescopio de mostrar de forma individual a dos objetos que se
encuentran muy juntos, es el llamado "límite de Dawes". Esta
medida se da en segundos de arco y está estrechamente ligada al
diámetro del objetivo, dado que a mayor diámetro mayor es el poder separador
del instrumento.
Cuando se dice que un telescopio tiene una resolución de 1
segundo de arco se está indicando que esa es la mínima separación que deben
poseer dos objetos puntuales para ser observados de forma individual. Hay que
destacar que no depende de la ampliación utilizada, o sea que no se aumenta la
resolución por utilizar mayores aumentos, un instrumento posee cierto poder
separador intrínseco definido por las características técnicas que lo componen.
Para calcular la resolución de un telescopio se utiliza la
siguiente fórmula:
R ["] = 4.56 / D [pulgadas]
o
R ["] = 115.82 / D [mm]
En donde R es la resolución en segundos de arco y D es la
apertura (diámetro del objetivo).
Es importante aclarar que el resultado del calculo es
totalmente teórico, dado que el poder separador de cualquier instrumento se ve
reducido de forma importante por la influencia de la atmósfera. Así, un
telescopio de 114 mm de diámetro (4.5 pulgadas), posee una resolución teórica
de aproximadamente 1 segundo de arco, pero en la practica esta se ve disminuida
muchas veces a mas de la mitad.
Interferómetros
Se trata de aparatos ópticos o
radioastronómicos que, con diversos métodos, aprovechan el fenómeno de
Interferencia de las radiaciones
electromagnéticas para diferentes tipos de medidas astronómicas. El
interferómetro es un instrumento que emplea la interferencia de
las ondas de luz para
medir con gran precisión longitudes de
onda de la luz misma.
Hay muchos tipos de interferómetros, en todos ellos se
utilizan dos haces de luz que recorren dos trayectorias ópticas distintas,
determinadas por un sistema de espejos y placas que, finalmente, convergen para
formar un patrón de interferencia
Técnicas interferometría
Una de las técnicas de interferometría, tanto óptica como
radial, consiste en la observación de la propia fuente estelar con dos telescopios (o
bien con dos radiotelescopios) distantes entre sí de manera que haya un desfase
en las señales que llegan. A partir de este desfase, a través de una
elaboración electrónica de las señales recibidas, se puede llegar a la exacta
posición y al diámetro angular de una estrella,
o bien, en el caso de estrellas dobles, al valor de su separación angular.
Interferómetros ópticos
Uno de los interferómetros ópticos más avanzados se
encuentra en el observatorio de Narrabi, en Australia,
a unos 400 km al nordeste deSidney, y consiste en dos reflectores de
6,5 metros de diámetro, cada uno formado por 251 pequeños elementos reflectores
que son conectados a distancias de hasta 200 metros el uno del otro.
En el caso de los radiotelescopios,
se ha perfeccionado desde hace algunos años la interferometría sobre
líneas de base muy grandes, que consiste en conectar entre sí grandes antenas
parabólicas distantes millares de kilómetros. El poder resolutivo de
instrumentos así unidos equivale al de una única e inmensa antena de diámetro
igual a la longitud de la línea de base.
Los interferómetros usados en el
laboratorio, se sirven de una única fuente real para producir dos fuentes
virtuales coherentes a partir de ella.
Clasificación
Los interferómetros se clasifican en dos grupos según la
forma en que producen las fuentes virtuales: división de frente de onda y
división de amplitud.
En el primer caso, se usan porciones del frente de onda
primario, bien sea directamente como fuentes secundarias virtuales o en
combinación con otros dispositivos ópticos.
En el segundo caso, el haz primario se divide en dos haces
secundarios, los cuales viajan por diferentes caminos antes de recombinarse e
interferir.
Medición de la longitud de onda de la luz
Para medir la longitud de onda de un rayo de
luz monocromática se utiliza un interferómetro dispuesto de tal forma
que un espejo situado en la trayectoria de uno de los haces de luz puede
desplazarse una distancia pequeña, que puede medirse con precisión, con lo que
es posible modificar la trayectoria óptica del haz.
Cuando se desplaza el espejo una distancia igual a la mitad
de la longitud de onda de la luz, se produce un ciclo completo de cambios en
las franjas de interferencia. La longitud de onda se calcula midiendo el número
de ciclos que tienen lugar cuando se mueve el espejo una distancia determinada.
Medición de distancias
Cuando se conoce la longitud de onda de la luz empleada,
pueden medirse distancias pequeñas en la trayectoria óptica analizando las
interferencias producidas. Esta técnica se emplea, por ejemplo, para medir el
contorno de la superficie de los espejos de los telescopios.
Medición de índices de refracción
Los índices de refracción de una sustancia también pueden
medirse con un interferómetro, y se calculan a partir del desplazamiento en las
franjas de interferencia causado por el retraso del haz.
El interferómetro en Astronomía
En astronomía el principio del interferómetro también se
emplea para medir el diámetro de estrellas grandes relativamente cercanas como,
por ejemplo, Betelgeuse. Como los interferómetros modernos pueden medir
ángulos extremadamente pequeños, se emplean también en este caso en estrellas
gigantes cercanas para obtener imágenes de variaciones del brillo en la
superficie de dichas estrellas. Recientemente ha sido posible, incluso,
detectar la presencia de planetas fuera del Sistema
Solar a través de la medición de pequeñas variaciones en la
trayectoria de las estrellas. El principio del interferómetro se ha extendido a
otras longitudes de onda y en la actualidad está generalizado su uso en
radioastronomía.
Interferómetro de Michelson
El interferómetro de Michelson consiste
básicamente en una fuente láser divergente, la cual, al encontrarse un divisor
de haz, es separada en dos frentes de onda idénticos, propagándose en
direcciones perpendiculares. Estos haces se reflejan en sendos espejos planos,
volviéndose a recombinar tras el divisor de haz. Si los espejos estuviesen
situados a la misma distancia del divisor de haz, entonces, despreciando las
diferencias debidas al espesor del espejo, los haces se recombinarían en fase,
y no se obtendría ningún patrón de interferencia.
Si se alejan los espejos, entonces las diferencias de camino
óptico producirán franjas de interferencia, que dependerán tanto de la
distancia entre los espejos como de la longitud de onda de la radiación
utilizada. Por esta razón, el interferómetro se utiliza tanto para determinar
distancias como para determinar longitudes de onda. La mejor forma de analizar
el interferómetro de Michelson es considerar el esquema
"equivalente", formado por las imágenes que de la fuente láser
determinan los espejos, y alinear el sistema. Los puntos F,F' son las imágenes
que el sistema óptico determina para la fuente cuando se contempla desde la
pantalla, siendo d la diferencia de camino (de ida y vuelta) entre los dos
brazos del interferómetro.
4. Posts míos dedicados a la Teoría General de la
Relatividad de Einstein
Impresionante comprobación de la Teoría General de la
Relatividad fuera de nuestro Sistema Solar, , a escala galáctica:
Mensajes amables de fin de semana: me encanta que el
premio Nobel de Física 2017 se lo hayan dado a protagonistas clave de la
detección de las ondas gravitacionales:
Mensajes amables de fin de semana: el pasado míercoles 25
de Noviembre la Teoría General de la Relatividad cumplió 100 años:
La teoría General de la Relatividad y la expansión del Universo:
Mensajes amables de fin de semana...Einstein y el Hubble,
feliz aniversario:
Mensajes amables de fin de semana: Hubble y Einstein, mi
segundo homenaje:
Mensajes amables de fin de semana: la existencia de
algunos agujeros negros supermasivos puede ser debido al choque entre dos
galaxias:
Como siempre, he incluido estas reflexiones en mi blog https://historiasdellean.blogspot.com/:
No dejéis que nadie os estropee el día…….mi abuelo, allá en
Montamarta ( Zamora) me decía esta frase de una forma un poco más directa…pero
bueno, el mensaje es el mismo
Que disfrutéis cada hora del fin de semana
Un cordial saludo
Álvaro Ballesteros
No hay comentarios:
Publicar un comentario