[phpBB Debug] PHP Warning: in file [ROOT]/ext/kinerity/bestanswer/event/main_listener.php on line 514: Undefined array key "poster_answers" Historia de la física de los agujeros negros - Foro de Wikipedia
Los agujeros negros han sido principalmente objeto de investigación desde la llegada de la relatividad general a principios del siglo XX, aunque antes se discutieron conceptos similares. Varios meses después de que Albert Einstein describiera por primera vez la relatividad general en 1917, el astrofísico Karl Schwarzschild aplicó el modelo a las estrellas y descubrió una solución a las ecuaciones de campo de Einstein que contienen singularidades matemáticas (singularidades matemáticas), que más tarde se conocería como la solución de Schwarzschild (métrica de Schwarzschild). Esta solución fue la base de los agujeros negros de Schwarzschild: agujeros negros sin rotación ni carga eléctrica.
Inicialmente, los primeros investigadores descartaron los agujeros negros como curiosidades puramente teóricas o incluso físicamente imposibles. El concepto emergente de presión de degeneración (materia degenerada) llevó a muchos físicos a creer que un mecanismo aún por conocer impediría que una estrella colapsara en un agujero negro (colapso gravitacional), sin importar su masa. Sin embargo, en 1939, J. Robert Oppenheimer y Hartland Snyder analizaron el colapso estelar y determinaron que no parecía haber ningún mecanismo que pudiera impedir que todas las estrellas se convirtieran en agujeros negros.
Después del descubrimiento de Oppenheimer y Snyder, los agujeros negros comenzaron a ser más aceptados entre los físicos, quienes comenzaron a investigar y comprender más a fondo la solución de Schwarzschild. Se crearon tres métricas más para describir otros tipos de agujeros negros: la métrica de Reissner-Nordstrom, que describe agujeros negros cargados y que no giran, la métrica de Kerr, que describe agujeros negros giratorios y no cargados, y la métrica de Kerr-Newman, que describe agujeros negros giratorios y cargados. Werner Israel descubrió más tarde que cualquier agujero negro debe describirse mediante uno de estos parámetros y el teorema del no-pelo sólo puede tener tres propiedades: carga, masa y giro.
Mientras tanto, comenzaban las observaciones astronómicas reales de los agujeros negros. El primer agujero negro ampliamente reconocido, Cygnus X-1, fue descubierto en 1972 y aceptado por la mayor parte de la comunidad científica como un agujero negro a finales de 1973. Aunque Cygnus X-1 era un agujero negro estelar, se acumuló evidencia de la existencia de agujeros negros supermasivos también, y el Telescopio Espacial Hubble reveló que los agujeros negros supermasivos eran casi ubicuos en los centros galácticos. En años más recientes, los avances en interferometría han permitido a los científicos tomar la primera fotografía de un agujero negro (Telescopio del horizonte de eventos) y detectar fusiones de agujeros negros a través de ondas gravitacionales.
==Antes de la relatividad general==
La idea de un cuerpo tan masivo que ni siquiera la luz pudiera escapar fue propuesta brevemente por el pionero astronómico y clérigo inglés John Michell y, de forma independiente, por el científico francés Pierre-Simon Laplace. Ambos estudiosos propusieron estrellas muy grandes en contraste con el concepto moderno de un objeto extremadamente denso.
La idea de Michell, en una breve parte de una carta publicada en 1784,
En 1796, Laplace mencionó que una estrella podría ser invisible si fuera lo suficientemente grande mientras especulaba sobre el origen del Sistema Solar en su libro.
== Relatividad general ==
En 1905, Albert Einstein demostró que las leyes del electromagnetismo serían invariantes bajo una transformación de Lorentz: serían idénticas para observadores que viajaran a diferentes velocidades entre sí. Este descubrimiento se conoció como el principio de la relatividad especial. Aunque ya se había demostrado que las leyes de la mecánica eran invariantes, la gravedad aún no se había incluido.
En 1911, Einstein predijo
En 1917, Einstein refinó estas ideas en su teoría general de la relatividad, que explicaba cómo la materia afecta el espacio-tiempo, que a su vez afecta el movimiento de otras materias.
=== Soluciones singulares en relatividad general ===
Sólo unos meses después de que Einstein publicara las ecuaciones de campo (Ecuaciones de campo de Einstein) que describen la relatividad general, el astrofísico Karl Schwarzschild se propuso aplicar la idea a las estrellas. Supuso simetría esférica sin espín y encontró una solución (métrica de Schwarzschild) para las ecuaciones de Einstein. * Traducción: * Traducción:
Muchos físicos de principios del siglo XX se mostraron escépticos sobre la existencia de los agujeros negros. En un libro de divulgación científica de 1926, Arthur Eddington discutió la idea de una estrella con masa comprimida a su radio de Schwarzschild, pero su análisis pretendía ilustrar cuestiones de la entonces mal entendida teoría de la relatividad general en lugar de analizar seriamente el problema: Eddington no creía que existieran los agujeros negros. En 1939, el propio Einstein utilizó su teoría de la relatividad general en un intento de demostrar que los agujeros negros eran imposibles.
== Gravedad versus presión de degeneración ==
En la década de 1920, los astrónomos habían clasificado varias estrellas enanas blancas como demasiado frías y densas para explicarlas por el enfriamiento gradual de las estrellas ordinarias. En 1926, Ralph Fowler demostró que la presión de degeneración mecánica cuántica era mayor que la presión térmica en estas densidades. En 1931, utilizando una combinación de relatividad especial y mecánica cuántica, Subrahmanyan Chandrasekhar calculó que un cuerpo no giratorio de materia degenerada por electrones por debajo de cierta masa límite (ahora llamado límite de Chandrasekhar en
En la década de 1930, Fritz Zwicky y Walter Baade estudiaron las novas estelares, centrándose en las excepcionalmente brillantes a las que llamaron supernovas. Zwicky promovió la idea de que las supernovas producían estrellas con la densidad de los núcleos atómicos (Estrella de neutrones) pero esta idea fue ignorada en gran medida.
John Archibald Wheeler y dos de sus estudiantes resolvieron preguntas sobre el modelo detrás del límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). Harrison y Wheeler desarrollaron las ecuaciones de estado que relacionan la densidad y la presión de la materia fría desde los átomos hasta la degeneración de los electrones y la degeneración de los neutrones. Masami Wakano y Wheeler utilizaron luego las ecuaciones para calcular la curva de equilibrio de las estrellas, relacionando la masa con la circunferencia. No encontraron características adicionales que invalidaran el límite de TOV. Esto significaba que lo único que podía impedir la formación de agujeros negros era un proceso dinámico que expulsara suficiente masa de una estrella a medida que se enfriaba.
== Nacimiento del modelo moderno ==
El concepto moderno de agujeros negros fue formulado por Robert Oppenheimer y su alumno Hartland Snyder en 1939.
En 1958, David Finkelstein identificó la superficie de Schwarzschild como un horizonte de sucesos (Horizonte de sucesos), llamándola "una membrana unidireccional perfecta: las influencias causales pueden cruzarla en sólo una dirección". En este sentido, los eventos que ocurren dentro del agujero negro no pueden afectar los eventos que ocurren fuera del agujero negro.
== Edad de oro ==
La época comprendida entre mediados de los años 1960 y mediados de los años 1970 fue la "edad de oro de la investigación de los agujeros negros", cuando la relatividad general y los agujeros negros se convirtieron en temas principales de investigación.
En este período, se encontraron soluciones más generales para los agujeros negros. En 1963, Roy Kerr encontró la solución exacta (Métrica de Kerr) para un agujero negro giratorio.
En 1967, Werner Israel descubrió que la solución de Schwarzschild era la única solución posible para un agujero negro sin carga y que no giraba, y no podía tener ningún parámetro adicional. En ese sentido, un agujero negro de Schwarzschild se definiría únicamente por su masa, y dos agujeros negros de Schwarzschild cualesquiera con la misma masa serían idénticos.
Al principio, se sospechaba que las extrañas singularidades matemáticas encontradas en cada una de las soluciones de los agujeros negros solo aparecían debido a la suposición de que un agujero negro sería perfectamente esféricamente simétrico (Simetría rotacional#Simetría rotacional con respecto a cualquier ángulo), y por lo tanto las singularidades no aparecerían en situaciones genéricas donde los agujeros negros no necesariamente serían simétricos. Esta opinión fue sostenida en particular por Vladimir Belinski (Vladimir A. Belinsky), Isaak Khalatnikov (Isaak Markovich Khalatnikov) y Evgeny Lifshitz, quienes intentaron demostrar que no aparecen singularidades en soluciones genéricas, aunque luego invertirían sus posiciones.
Las observaciones astronómicas también avanzaron mucho durante esta época. En 1967, Antony Hewish y Jocelyn Bell Burnell descubrieron los púlsares
El trabajo de James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter y Hawking a principios de la década de 1970 condujo a la formulación de la termodinámica de los agujeros negros.
== Investigación y observación modernas ==
La primera evidencia sólida de agujeros negros provino de observaciones ópticas y de rayos X combinadas de Cygnus X-1 en 1972.
Si bien Cygnus X-1, un agujero negro de masa estelar, fue generalmente aceptado por la comunidad científica como un agujero negro a finales de 1973, pasarían décadas antes de que un agujero negro supermasivo obtuviera el mismo reconocimiento amplio. Aunque, ya en la década de 1960, físicos como Donald Lynden-Bell y Martin Rees habían sugerido que los quásares poderosos en el centro de las galaxias eran impulsados por agujeros negros supermasivos (acreción (astrofísica)), poca prueba observacional existía en ese momento.
En 1999, David Merritt propuso la relación M-sigma, que relacionaba la dispersión (dispersión (estadística)) de la velocidad de la materia en el centro del bulbo galáctico (bulto galáctico) de una galaxia con la masa del agujero negro supermasivo en su núcleo.
El 11 de febrero de 2016, la Colaboración científica LIGO y la Colaboración Virgo (interferómetro Virgo) anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales (la primera detección directa de ondas gravitacionales), denominada GW150914, que representa la primera observación de una fusión de agujeros negros. En el momento de la fusión, los agujeros negros estaban aproximadamente a 1.400 millones de años luz de la Tierra y tenían masas. de 30 y 35 masas solares. *
El 10 de abril de 2019, se publicó la primera imagen directa de un agujero negro y sus alrededores, tras las observaciones realizadas por el Event Horizon Telescope (EHT) en 2017 del agujero negro supermasivo en el centro galáctico (Centro galáctico) de Messier 87.
En 2020 se otorgó el Premio Nobel de Física por un trabajo sobre los agujeros negros. Andrea Ghez y Reinhard Genzel compartieron la mitad por su descubrimiento de que Sagitario A* es un agujero negro supermasivo.
=== Etimología ===
En diciembre de 1967, un estudiante supuestamente sugirió la frase "agujero negro" en una conferencia de John Wheeler (John Archibald Wheeler); Wheeler adoptó el término por su brevedad y "valor publicitario", y la importancia de Wheeler en el campo aseguró que rápidamente se popularizara.
Sin embargo, el término fue utilizado por otros en esa época. La escritora científica Marcia Bartusiak remonta el término "agujero negro" al físico Robert H. Dicke, quien a principios de la década de 1960 comparó el fenómeno con el Agujero Negro de Calcuta, famoso por ser una prisión donde la gente entraba pero nunca salía con vida.
El término fue utilizado impreso por las revistas Life (Life) y Science News en 1963, y por la periodista científica Ann Ewing en su artículo.
agujeros negros
[h4] Los agujeros negros han sido [url=viewtopic.php?t=31578]principalmente[/url] objeto de investigación desde la llegada de la relatividad general a principios del siglo XX, aunque antes se discutieron conceptos similares. Varios meses después de que Albert Einstein describiera por primera vez la relatividad general en 1917, el astrofísico Karl Schwarzschild aplicó el modelo a las estrellas y descubrió una solución a las ecuaciones de campo de Einstein que contienen singularidades matemáticas (singularidades matemáticas), que más tarde se conocería como la solución de Schwarzschild (métrica de Schwarzschild). Esta solución fue la base de los agujeros negros de Schwarzschild: agujeros negros sin rotación ni carga eléctrica.
Inicialmente, los primeros investigadores descartaron los agujeros negros como curiosidades puramente teóricas o incluso físicamente imposibles. El concepto emergente de presión de degeneración (materia degenerada) llevó a muchos físicos a creer que un mecanismo aún por conocer impediría que una estrella colapsara en un agujero negro (colapso gravitacional), sin importar su masa. Sin embargo, en 1939, J. Robert Oppenheimer y Hartland Snyder analizaron el colapso estelar y determinaron que no parecía haber ningún mecanismo que pudiera impedir que todas las estrellas se convirtieran en agujeros negros.
Después del descubrimiento de Oppenheimer y Snyder, los agujeros negros comenzaron a ser más aceptados entre los físicos, quienes comenzaron a investigar y comprender más a fondo la solución de Schwarzschild. Se crearon tres métricas más para describir otros tipos de agujeros negros: la métrica de Reissner-Nordstrom, que describe agujeros negros cargados y que no giran, la métrica de Kerr, que describe agujeros negros giratorios y no cargados, y la métrica de Kerr-Newman, que describe agujeros negros giratorios y cargados. Werner Israel descubrió más tarde que cualquier agujero negro debe describirse mediante uno de estos parámetros y el teorema del no-pelo sólo puede tener tres propiedades: carga, masa y giro.
Mientras tanto, comenzaban las observaciones astronómicas reales de los agujeros negros. El primer agujero negro ampliamente reconocido, Cygnus X-1, fue descubierto en 1972 y aceptado por la mayor parte de la comunidad científica como un agujero negro a finales de 1973. Aunque Cygnus X-1 era un agujero negro estelar, se acumuló evidencia de la existencia de agujeros negros supermasivos también, y el Telescopio Espacial Hubble reveló que los agujeros negros supermasivos eran casi ubicuos en los centros galácticos. En años más recientes, los avances en interferometría han permitido a los científicos tomar la primera fotografía de un agujero negro (Telescopio del horizonte de eventos) y detectar fusiones de agujeros negros a través de ondas gravitacionales. ==Antes de la relatividad general== La idea de un cuerpo tan masivo que ni siquiera la luz pudiera escapar fue propuesta brevemente por el pionero astronómico y clérigo inglés John Michell y, de forma independiente, por el científico francés Pierre-Simon Laplace. Ambos estudiosos propusieron estrellas muy grandes en contraste con el concepto moderno de un objeto extremadamente denso. La idea de Michell, en una breve parte de una carta publicada en 1784, En 1796, Laplace mencionó que una estrella podría ser invisible si fuera lo suficientemente grande mientras especulaba sobre el origen del Sistema Solar en su libro. == Relatividad general ==
En 1905, Albert Einstein demostró que las leyes del electromagnetismo serían invariantes bajo una transformación de Lorentz: serían idénticas para observadores que viajaran a diferentes velocidades entre sí. Este descubrimiento se conoció como el principio de la relatividad especial. Aunque ya se había demostrado que las leyes de la mecánica eran invariantes, la gravedad aún no se había incluido. En 1911, Einstein predijo En 1917, Einstein refinó estas ideas en su teoría general de la relatividad, que explicaba cómo la materia afecta el espacio-tiempo, que a su vez afecta el movimiento de otras materias. === Soluciones singulares en relatividad general === Sólo unos meses después de que Einstein publicara las ecuaciones de campo (Ecuaciones de campo de Einstein) que describen la relatividad general, el astrofísico Karl Schwarzschild se propuso aplicar la idea a las estrellas. Supuso simetría esférica sin espín y encontró una solución (métrica de Schwarzschild) para las ecuaciones de Einstein. * Traducción: * Traducción: Muchos físicos de principios del siglo XX se mostraron escépticos sobre la existencia de los agujeros negros. En un libro de divulgación científica de 1926, Arthur Eddington discutió la idea de una estrella con masa comprimida a su radio de Schwarzschild, pero su análisis pretendía ilustrar cuestiones de la entonces mal entendida teoría de la relatividad general en lugar de analizar seriamente el problema: Eddington no creía que existieran los agujeros negros. En 1939, el propio Einstein utilizó su teoría de la relatividad general en un intento de demostrar que los agujeros negros eran imposibles. == Gravedad versus presión de degeneración == En la década de 1920, los astrónomos habían clasificado varias estrellas enanas blancas como demasiado frías y densas para explicarlas por el enfriamiento gradual de las estrellas ordinarias. En 1926, Ralph Fowler demostró que la presión de degeneración mecánica cuántica era mayor que la presión térmica en estas densidades. En 1931, utilizando una combinación de relatividad especial y mecánica cuántica, Subrahmanyan Chandrasekhar calculó que un cuerpo no giratorio de materia degenerada por electrones por debajo de cierta masa límite (ahora llamado límite de Chandrasekhar en En la década de 1930, Fritz Zwicky y Walter Baade estudiaron las novas estelares, centrándose en las excepcionalmente brillantes a las que llamaron supernovas. Zwicky promovió la idea de que las supernovas producían estrellas con la densidad de los núcleos atómicos (Estrella de neutrones) pero esta idea fue ignorada en gran medida. John Archibald Wheeler y dos de sus estudiantes resolvieron preguntas sobre el modelo detrás del límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). Harrison y Wheeler desarrollaron las ecuaciones de estado que relacionan la densidad y la presión de la materia fría desde los átomos hasta la degeneración de los electrones y la degeneración de los neutrones. Masami Wakano y Wheeler utilizaron luego las ecuaciones para calcular la curva de equilibrio de las estrellas, relacionando la masa con la circunferencia. No encontraron características adicionales que invalidaran el límite de TOV. Esto significaba que lo único que podía impedir la formación de agujeros negros era un proceso dinámico que expulsara suficiente masa de una estrella a medida que se enfriaba. == Nacimiento del modelo moderno == El concepto moderno de agujeros negros fue formulado por Robert Oppenheimer y su alumno Hartland Snyder en 1939. En 1958, David Finkelstein identificó la superficie de Schwarzschild como un horizonte de sucesos (Horizonte de sucesos), llamándola "una membrana unidireccional perfecta: las influencias causales pueden cruzarla en sólo una dirección". En este sentido, los eventos que ocurren dentro del agujero negro no pueden afectar los eventos que ocurren fuera del agujero negro. == Edad de oro ==
La época comprendida entre mediados de los años 1960 y mediados de los años 1970 fue la "edad de oro de la investigación de los agujeros negros", cuando la relatividad general y los agujeros negros se convirtieron en temas principales de investigación. En este período, se encontraron soluciones más generales para los agujeros negros. En 1963, Roy Kerr encontró la solución exacta (Métrica de Kerr) para un agujero negro giratorio. En 1967, Werner Israel descubrió que la solución de Schwarzschild era la única solución posible para un agujero negro sin carga y que no giraba, y no podía tener ningún parámetro adicional. En ese sentido, un agujero negro de Schwarzschild se definiría únicamente por su masa, y dos agujeros negros de Schwarzschild cualesquiera con la misma masa serían idénticos. Al principio, se sospechaba que las extrañas singularidades matemáticas encontradas en cada una de las soluciones de los agujeros negros solo aparecían debido a la suposición de que un agujero negro sería perfectamente esféricamente simétrico (Simetría rotacional#Simetría rotacional con respecto a cualquier ángulo), y por lo tanto las singularidades no aparecerían en situaciones genéricas donde los agujeros negros no necesariamente serían simétricos. Esta opinión fue sostenida en particular por Vladimir Belinski (Vladimir A. Belinsky), Isaak Khalatnikov (Isaak Markovich Khalatnikov) y Evgeny Lifshitz, quienes intentaron demostrar que no aparecen singularidades en soluciones genéricas, aunque luego invertirían sus posiciones. Las observaciones astronómicas también avanzaron mucho durante esta época. En 1967, Antony Hewish y Jocelyn Bell Burnell descubrieron los púlsares El trabajo de James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter y Hawking a principios de la década de 1970 condujo a la formulación de la termodinámica de los agujeros negros. == Investigación y observación modernas == La primera evidencia sólida de agujeros negros provino de observaciones ópticas y de rayos X combinadas de Cygnus X-1 en 1972. Si bien Cygnus X-1, un agujero negro de masa estelar, fue generalmente aceptado por la comunidad científica como un agujero negro a finales de 1973, pasarían décadas antes de que un agujero negro supermasivo obtuviera el mismo reconocimiento amplio. Aunque, ya en la década de 1960, físicos como Donald Lynden-Bell y Martin Rees habían sugerido que los quásares poderosos en el centro de las galaxias eran impulsados por agujeros negros supermasivos (acreción (astrofísica)), poca prueba observacional existía en ese momento. En 1999, David Merritt propuso la relación M-sigma, que relacionaba la dispersión (dispersión (estadística)) de la velocidad de la materia en el centro del bulbo galáctico (bulto galáctico) de una galaxia con la masa del agujero negro supermasivo en su núcleo.
El 11 de febrero de 2016, la Colaboración científica LIGO y la Colaboración Virgo (interferómetro Virgo) anunciaron la primera observación de ondas gravitacionales (la primera detección directa de ondas gravitacionales), denominada GW150914, que representa la primera observación de una fusión de agujeros negros. En el momento de la fusión, los agujeros negros estaban aproximadamente a 1.400 millones de años luz de la Tierra y tenían masas. de 30 y 35 masas solares. *
El 10 de abril de 2019, se publicó la primera imagen directa de un agujero negro y sus alrededores, tras las observaciones realizadas por el Event Horizon Telescope (EHT) en 2017 del agujero negro supermasivo en el centro galáctico (Centro galáctico) de Messier 87. En 2020 se otorgó el Premio Nobel de Física por un trabajo sobre los agujeros negros. Andrea Ghez y Reinhard Genzel compartieron la mitad por su descubrimiento de que Sagitario A* es un agujero negro supermasivo. === Etimología ===
En diciembre de 1967, un estudiante supuestamente sugirió la frase "agujero negro" en una conferencia de John Wheeler (John Archibald Wheeler); Wheeler adoptó el término por su brevedad y "valor publicitario", y la importancia de Wheeler en el campo aseguró que rápidamente se popularizara. Sin embargo, el término fue utilizado por otros en esa época. La escritora científica Marcia Bartusiak remonta el término "agujero negro" al físico Robert H. Dicke, quien a principios de la década de 1960 comparó el fenómeno con el Agujero Negro de Calcuta, famoso por ser una prisión donde la gente entraba pero nunca salía con vida. El término fue utilizado impreso por las revistas Life (Life) y Science News en 1963, y por la periodista científica Ann Ewing en su artículo. agujeros negros [/h4]
More details: [url]https://en.wikipedia.org/wiki/History_of_black_hole_physics[/url]
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==Resumen e indexación==
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