ASTRONOMÍA - OBJETOS ASTRONÓMICOS

AGUJEROS NEGROS

frontera Bekenstein o límite de Bekenstein es un límite superior a la entropía S, o información I, que pueden estar contenidos en una región finita del espacio que tiene también una cantidad finita de energía, o también, la cantidad máxima de información necesaria para describir perfectamente a un sistema físico hasta el nivel cuántico.¹​ Esto implica que la información de un sistema físico, o la información necesaria para describirlo perfectamente, debe ser finita si esa región del espacio y la energía son finitos. En ciencias de la computación, implica que existe una tasa de procesamiento de la información máxima (límite de Bremermann) para un sistema físico que tiene un tamaño y energía finitos, y que una máquina de Turing con dimensiones físicas finitas y memoria ilimitada no es físicamente posible.

La frontera Bekenstein limita la cantidad de información que se puede almacenar dentro de un volumen esféricoa la entropía de un agujero negro con la misma superficie.

Ecuaciones[editar]

La forma universal del límite fue encontrada originalmente por Jacob Bekenstein como la desigualdad²​

${\displaystyle S\leq {\frac {2\pi kRE}{\hbar c}}}$

donde ${\displaystyle S}$ es la entropía, ${\displaystyle k}$ es la constante de Boltzmann, ${\displaystyle R}$ es el radio de una esfera que puede encerrar a un sistema dado, ${\displaystyle E}$ es el total de masa-energía incluyendo cualquier masa residual, ${\displaystyle \hbar }$ es la constante reducida de Planck, y ${\displaystyle c}$ es la velocidad de la luz. Hay que notar que aunque la gravedad juega un papel importante, la expresión del límite no contiene la constante de Newton ${\displaystyle G}$.

En términos computacionales, el límite está dado por:

${\displaystyle I\leq {\frac {2\pi RE}{\hbar c\ln 2}}}$

donde ${\displaystyle I}$ es la información expresada en número de bits contenidos en los estados cuánticos de la esfera. El factor ${\displaystyle \ln 2}$ procede de la definición de la información como el logaritmo base 2 del número de estados cuánticos.³​ Usando la equivalencia masa-energía, el límite informativo puede reformularse como

${\displaystyle I\leq {\frac {2\pi cRm}{\hbar \ln 2}}\approx 2.577\times 10^{43}mR}$

donde ${\displaystyle m}$ es la masa del sistema en kilogramos y ${\displaystyle R}$ el radio en metros.

Ejemplos[editar]

Agujeros negros[editar]

Sucede que la entropía Bekenstein-Hawking de agujeros negros tridimensionales satura exactamente el límite

${\displaystyle S={\frac {kA}{4}}}$

donde ${\displaystyle A}$ es el área bidimensional del horizonte de sucesos del agujero negro en unidades del área de Planck, ${\displaystyle \hbar G/c^{3}}$.

La frontera está estrechamente relacionado con la termodinámica de los agujeros negros, el principio holográficoy la frontera de entropía covariante de la gravedad cuántica, y se puede derivar por una precisa conjetura de esta última.

Cerebro humano[editar]

El cerebro humano promedio tiene una masa de 1,5 kg y un volumen de 1260 cm³. Si el cerebro se aproximara por una esfera entonces el radio será 6,7 cm. La frontera Bekenstein asociada es ${\displaystyle \approx 2.6\times 10^{42}}$ bits y representa el máximo de información necesaria para recrear perfectamente un cerebro humano promedio a nivel cuántico. Esto significa que el número ${\displaystyle O=2^{I}}$ de los estados del cerebro humano debe ser inferior a ${\displaystyle \approx 10^{7.8\times 10^{41}}}$.

La existencia de la frontera de Bekenstein implica que la capacidad de almacenamiento de cerebro humano es finito, aunque potencialmente muy grande; acotado sólo por los límites físicos . Según esto tendríamos que la transferencia mental sería posible desde el punto de vista de la mecánica cuántica, a condición de que el fisicalismo sea cierto.

Telescopio espacial Hubble Imagen de un chorro de 5000 años-luz de longitud que está siendo eyectado del núcleo activo de la galaxia M87 (una radiogalaxia). La radiación de sincrotrón del chorro (azul) contrasta con la luz estelar de la galaxia albergadora (amarillo). Crédito: HST/NASA/ESA

Una galaxia se dice activa cuando una fracción significativa de la radiación electromagnética que emite no es debida a los componentes "normales" de una galaxia (estrellas, polvo y gas interestelar).

El término núcleo activo de galaxia (AGN, por sus siglas en inglés) se usa frecuentemente para denominar este tipo de objeto, ya que la energía emitida por las galaxias activas se debe aparentemente a una región compacta en su centro. En algunos casos, esta región central emite chorros de partículas que se extienden por grandes distancias, provocando emisión desde regiones extendidas, si bien en todos los casos la fuente última de la energía emitida es la región central.

El modelo teórico más aceptado unifica distintos tipos de objetos, tales como galaxias seyfert, quasares y blazares, los que aparentan ser distintos debido al ángulo de inclinación en el cielo.

Según el modelo unificado, la energía se genera por materia (gas y polvo) que cae a un agujero negro supermasivo, de entre ${\displaystyle 10^{6}}$ y ${\displaystyle 10^{9}}$masas solares. El material al caer forma un disco de acreción, debido a la conservación de momento angular. El calentamiento por fricción causa que el material se transforme en plasma y genere un campo magnético a través del mecanismo alfa. La acreción es altamente eficiente para transformar materia en energía, pudiendo convertir hasta la mitad de la masa en reposo de la materia en energía (en comparación, por ejemplo, al pequeño porcentaje de eficiencia de la fusión nuclear).

Se cree que cuando el agujero negro ha consumido todo el gas y polvo de su vecindad, la galaxia activa deja de emitir grandes cantidades de energía y se transforma en una galaxia normal. Este modelo se apoya en lo que parece ser un agujero negro supermasivo sin actividad en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias cercanas. También este modelo explica el hecho de que los quasares sean mucho más frecuentes en el universo temprano.

Las galaxias activas se dividen en dos grupos: las que resultan muy brillantes al ser observadas con un radio-telescopio (radio-loud AGN) y las que no (radio-quiet AGN).

Historia[editar]

En 1909 Edward A. Fath descubre líneas de emisión en un espectro de la "nebulosa espiral" NGC 1068. El espectro se componía de líneas de absorción junto con líneas de emisión como las que se veían en las nebulosas gaseosas. Carl K. Seyfert descubre en 1943 que algunas galaxias tienen un núcleo, en apariencia puntual, que es el originario de estas líneas de emisión. Este es el primer trabajo sistemático en busca de este tipo especial de galaxias. La emisión de estas galaxias era muy parecida a las líneas de emisión de una nebulosa planetaria sobreimpresas a un espectro típico de una estrella como el Sol (tipo G). La anchura de las líneas es atribuida por Seyfert al desplazamiento Doppler, de esta manera se obtienen velocidades de hasta 8500 km/s en la zona nuclear. Esto se correspondería con un gas muy caliente que se mueve a alta velocidad, en contraste con los 300 km/s a los que se mueven como promedio las estrellas y el gas de una galaxia espiral normal. A este tipo de galaxias se les denomina galaxias Seyfert.

En los años 50 y 60 las galaxias activas adquieren un papel importante en la astronomía que llega hasta hoy día. Tras el desarrollo inicial de la radioastronomía por los pioneros en esta área como Jansky y Reber se empiezan a realizar las primeras exploraciones del cielo en radio, buscando posiciones precisas de las fuentes y la identificación óptica de estas. Smith en 1951 obtiene posiciones precisas para Cyg A, Cas A y otras fuentes. Con estas posiciones, Baade y Minkowski en 1954 identifican ópticamente Cyg A y Cas A, pudiendo estimarse sus distancias a partir de sus espectros. Se observan galaxias muy distorsionadas como el origen de esta emisión. Estas fuentes presentaban luminosidades altísimas en radio, incluso más fuertes que en visible. Se descubren más tarde un tipo de galaxias con núcleos muy brillantes en longitudes de onda de radio, a las que llamarían "radio estrellas", que, tras comprobar que eran fuentes extragalácticas pasan a denominarse cuásares. Estos cuásares son galaxias del tipo de Cyg A situados a grandes distancias.

Sandage (1965) encuentra una gran población de objetos que, aún sin tener una emisión fuerte en radio, se asemeja en todos los demás aspectos a los cuásares. Estos objetos presentan una gran emisión en ultravioleta (UV) con respecto al óptico y son conocidos como QSO (de Quasi-Stellar Objets). Se encuentra un paralelismo entre estos objetos, situados en núcleos de galaxias muy lejanas, con las galaxias Seyfert. Más tarde se encuentran galaxias emisoras de radio de un tipo denominado BL Lac, galaxias con regiones nucleares emisoras de baja ionización (LINERs) y otras galaxias con una fenomenología parecida. Todas las características comunes llevaron a postular la idea de un origen común de todos estos diferentes objetos englobándolos dentro del concepto de AGN.

Resumen[editar]

Los núcleos activos de galaxia se pueden resumir de forma general en la siguiente tabla:

Diferencias entre galaxias con núcleo activo y galaxias normales

Tipo de Galaxia	Núcleo Activo	Líneas de Emisión		Rayos X	Exceso de		Fuente de Radio	Jets	Variable	Radio loud
		Delgada	Ancha		UV	IR lejano
Normal	No	Débil	No	Débil	No	No	No	No	No	No
Starburst	No	Sí	No	Algo	No	Sí	Débil	No	No	No
Seyfert I	Sí	Sí	Sí	Parcial[†]	Parcial[†]	Sí	Débil	No	Sí	No
Seyfert II	Sí	Sí	No	Parcial[†]	Parcial[†]	Sí	Débil	Sí	Sí	No
Cuásar	Sí	Sí	Sí	Parcial[†]	Sí	Sí	Parcial[†]	Parcial[†]	Sí	10%
Blazar	Sí	No	Sí[†]	Sí	Sí	No	Sí	Sí	Sí	Sí
BL Lac	Sí	No	Débil	Sí	Sí	No	Débil	Sí	Sí	Sí
Cuásar OVV	Sí	No	Fuerte[‡]	Sí	Sí	No	Fuerte	Sí	Sí	Sí
Radiogalaxia	Sí	Sí[†]	Sí[†]	Parcial[†]	Parcial[†]	Sí	Sí	Sí	Sí	Sí

estrella gravitacional de vacío o gravastar¹​ es una propuesta teórica de Pawel Mazur y Emil Mottola, para reemplazar a la de los agujeros negros. Los gravastars son una de las consecuencias de conjeturar que existen ciertas limitaciones físicas que impiden la formación de agujeros negros. La propuesta de Mazur y Mottola sugiere que el propio espacio llega a una transición de fase que evita el colapso y la formación de una singularidad interna.

La propuesta ha suscitado escaso interés entre los astrofísicos, porque aunque fue el título de una conferencia, sus autores no llegaron a publicar ningún artículo científico. La falta de interés viene del hecho de que el concepto requiere que uno acepte una teoría muy especulativa acerca de la cuantización de la gravedad, y, sin embargo, no tiene ninguna mejora real sobre la de los agujeros negros. Además, no hay una razón teórica en la cuantización de la gravedad que explique por qué el espacio debería comportarse de la manera que Mottola y Mazur indican.

Mazur y Mottola han sugerido que los gravastares podrían ser la solución a la paradoja de la información en los agujeros negros y que el gravastar podría ser una fuente de brotes de rayos gamma (BRG), añadiendo una más a las docenas, si no cientos de ideas que han sido propuesta como causa de los BRG. De todas formas, el consenso entre los astrofísicos es que hay maneras mucho menos radicales y especulativas para resolver los dos problemas mencionados.

Externamente, un gravastar parece similar a un agujero negro: es visible sólo por las emisiones de alta energía que crea al consumir materia. Los astrónomos observan el cielo buscando rayos X emitidos por la materia que absorben para detectar los agujeros negros, y un gravastar produciría una señal idéntica.

Dentro de un gravastar, el espacio-tiempo estaría totalmente detenido por las condiciones extremas existentes allí, produciendo una fuerza hacia el exterior. Alrededor de este vacío habría una "burbuja" en la cual el espacio en sí se comportaría como un bloque de materia. La idea de un comportamiento tal del espacio puede compararse con una forma extrema del condensado de Bose-Einstein en el cual toda la materia (protones, neutrones, electrones, etc.) se convierte en lo que se llama un estado cuántico creando un "súper-átomo".