Agujero negro de kerr

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Agujero negro de kerr

Temperatura de un agujero negro de kerr

Los límites de un agujero negro de Kerr relevantes para la astrofísica. Nótese que no hay «superficies» físicas como tales. Los límites son superficies matemáticas, o conjuntos de puntos en el espaciotiempo, relevantes para el análisis de las propiedades e interacciones del agujero negro[2]: 35

Se conocen cuatro soluciones exactas de agujeros negros para las ecuaciones de campo de Einstein, que describen la gravedad en la relatividad general. Dos de ellas giran: los agujeros negros de Kerr y Kerr-Newman. En general, se cree que todo agujero negro decae rápidamente hasta convertirse en un agujero negro estable; y, por el teorema del no-pelo, que (excepto por las fluctuaciones cuánticas) los agujeros negros estables pueden describirse completamente en cualquier momento del tiempo por estos 11 números:

Mientras que desde la perspectiva de un observador en inflexión la caída en un agujero negro en rotación se produce en un tiempo propio finito y con una rapidez muy elevada (izquierda), desde la perspectiva de un observador de coordenadas en el infinito se ralentizan, acercándose a la velocidad cero en el horizonte con respecto a una sonda estacionaria en el lugar, mientras son arremolinados para siempre por el efecto de arrastre del marco del agujero negro (derecha).

Agujero negro de kerr steins;gate

Cuando un cuerpo esférico no giratorio de radio crítico colapsa bajo su propia gravitación en el marco de la relatividad general, la teoría sugiere que colapsará hasta convertirse en un único punto. Esto no ocurre con un agujero negro en rotación (un agujero negro de Kerr). Con un cuerpo fluido en rotación, su distribución de masa no es esférica (muestra una protuberancia ecuatorial), y tiene momento angular. Dado que un punto no puede soportar la rotación o el momento angular en la física clásica (la relatividad general es una teoría clásica), la forma mínima de la singularidad que puede soportar estas propiedades es, en cambio, un anillo con espesor cero pero radio distinto de cero, y esto se conoce como una ringularidad o singularidad de Kerr.

Los efectos de arrastre del marco de rotación de un agujero, descritos por la métrica de Kerr, hacen que el espaciotiempo en las proximidades del anillo sufra una curvatura en la dirección del movimiento del anillo. En efecto, esto significa que diferentes observadores situados alrededor de un agujero negro de Kerr a los que se les pide que apunten al centro de gravedad aparente del agujero pueden apuntar a diferentes puntos del anillo. Los objetos que caen comenzarán a adquirir el momento angular del anillo antes de chocar con él, y la trayectoria de un rayo de luz perpendicular (que viaja inicialmente hacia el centro del anillo) se curvará en la dirección del movimiento del anillo antes de cruzarse con él.

Agujero negro de kerr, viaje en el tiempo

Los límites de un agujero negro de Kerr relevantes para la astrofísica. Obsérvese que no hay «superficies» físicas como tales. Los límites son superficies matemáticas, o conjuntos de puntos en el espaciotiempo, relevantes para el análisis de las propiedades e interacciones del agujero negro[2]: 35

Se conocen cuatro soluciones exactas de agujeros negros para las ecuaciones de campo de Einstein, que describen la gravedad en la relatividad general. Dos de ellas giran: los agujeros negros de Kerr y Kerr-Newman. En general, se cree que todo agujero negro decae rápidamente hasta convertirse en un agujero negro estable; y, por el teorema del no-pelo, que (excepto por las fluctuaciones cuánticas) los agujeros negros estables pueden describirse completamente en cualquier momento del tiempo por estos 11 números:

Mientras que desde la perspectiva de un observador en inflexión la caída en un agujero negro en rotación se produce en un tiempo propio finito y con una rapidez muy elevada (izquierda), desde la perspectiva de un observador de coordenadas en el infinito se ralentizan, acercándose a la velocidad cero en el horizonte con respecto a una sonda estacionaria en el lugar, mientras son arremolinados para siempre por el efecto de arrastre del marco del agujero negro (derecha).

Agujero negro de kerr

Los límites de un agujero negro de Kerr relevantes para la astrofísica. Nótese que no hay «superficies» físicas como tales. Los límites son superficies matemáticas, o conjuntos de puntos en el espaciotiempo, relevantes para el análisis de las propiedades e interacciones del agujero negro[2]: 35

Se conocen cuatro soluciones exactas de agujeros negros para las ecuaciones de campo de Einstein, que describen la gravedad en la relatividad general. Dos de ellas giran: los agujeros negros de Kerr y Kerr-Newman. En general, se cree que todo agujero negro decae rápidamente hasta convertirse en un agujero negro estable; y, por el teorema del no-pelo, que (excepto por las fluctuaciones cuánticas) los agujeros negros estables pueden describirse completamente en cualquier momento del tiempo por estos 11 números:

Mientras que desde la perspectiva de un observador en inflexión la caída en un agujero negro en rotación se produce en un tiempo propio finito y con una rapidez muy elevada (izquierda), desde la perspectiva de un observador de coordenadas en el infinito se ralentizan, acercándose a la velocidad cero en el horizonte con respecto a una sonda estacionaria en el lugar, mientras son arremolinados para siempre por el efecto de arrastre del marco del agujero negro (derecha).