¿Qué son los agujeros negros y los agujeros blancos?

Ya a finales de 2018, P.S.M. Laplace predijo, basándose en la teoría de la gravedad de Newton, que mientras la masa de un cuerpo celeste sea lo suficientemente grande, su gravedad puede ser tan fuerte que incluso la luz. emite no puede escapar a un lugar muy lejano, convirtiéndose así en un cuerpo celeste invisible. Hoy en día, un objeto así se llama agujero negro. Obviamente, debido a la fuerte gravedad de los agujeros negros, sólo la relatividad general puede describirlos con precisión.

Un agujero negro tiene un límite cerrado y ni la luz ni ninguna otra materia puede saltar fuera de este límite. Este límite es el horizonte de sucesos del agujero negro. Según la teoría general de la relatividad, durante el proceso de colapso gravitacional de simetría esférica, siempre que la masa del núcleo del colapso sea lo suficientemente grande, colapsará en un agujero negro. Una vez que se forma un agujero negro, colapsa hasta alcanzar una singularidad.

Desde la década de 1960, Penrose y otros han introducido el método de la geometría diferencial global, que ha promovido en gran medida la investigación teórica sobre los agujeros negros y el colapso gravitacional. A finales de la década de 1960, Penrose propuso la "hipótesis de prueba de información cósmica", argumentando que las singularidades sólo pueden aparecer en los agujeros negros, o que el colapso gravitacional no puede formar singularidades desnudas, que son invisibles para las personas fuera del agujero negro. Aunque esta conjetura está bien fundada, hasta el momento no ha sido demostrada rigurosamente.

Desde finales de los años 1960 hasta principios de los años 1970, Hawking y otros demostraron una serie de teoremas importantes en la teoría clásica de los agujeros negros, tales como:

① La estabilidad de un agujero negro formado por un núcleo en colapso Todos los estados se describen mediante la métrica de Kerr-Newman, que solo está relacionada con la masa m, el momento angular p y la carga q del núcleo en colapso, y no tiene nada que ver con otras propiedades originales del núcleo en colapso. .

②El área a del horizonte de sucesos del agujero negro nunca disminuye con el paso del tiempo.

③La aceleración gravitacional k en el horizonte de sucesos del agujero negro en estado estacionario es igual en todas partes.

④ K no se puede reducir a cero mediante pasos finitos.

⑤ Los cambios en la masa m del agujero negro siempre van acompañados de cambios en el área a, el momento angular j y la energía electromagnética del agujero negro, que pueden expresarse en forma de leyes de conservación.

El primer teorema mencionado anteriormente es el famoso "teorema del agujero negro sin pelo". Los últimos cuatro teoremas son muy similares a las leyes de la termodinámica. Si k se define como la temperatura del agujero negro y 1/8πA se define como la entropía del agujero negro, entonces se convierten en las cuatro leyes de la termodinámica de los agujeros negros.

Pero según los principios generales de la termodinámica, dado que un agujero negro es un objeto térmico finito con una temperatura distinta de cero, debería irradiar energía. Sin embargo, un agujero negro en el sentido clásico sólo puede absorber radiación y no puede emitir nada. Obviamente, ésta es una dificultad de principio a la hora de describir los agujeros negros desde una perspectiva termodinámica. En 1974, Hawking superó esta dificultad introduciendo efectos cuánticos en el campo gravitacional de los agujeros negros. Hawking señaló que debido a las fluctuaciones cuánticas del vacío y al efecto túnel cuántico de la materia, los agujeros negros pueden emitir partículas y radiación como un cuerpo negro, e incluso provocar violentas explosiones.

Después de tener en cuenta los efectos cuánticos de los agujeros negros, algunas propiedades de los agujeros negros clásicos cambiarán en consecuencia. Por ejemplo, debido a que los agujeros negros tienen radiación térmica, el área del horizonte de sucesos disminuirá, por lo que el clásico teorema de inconsistencia de áreas, es decir, la segunda ley de la termodinámica, ya no es válido para los agujeros negros. Sin embargo, la suma de la entropía de todos los agujeros negros del universo y la entropía de toda la materia fuera de los agujeros negros se puede definir como la entropía generalizada del universo, y se puede establecer la segunda ley de la termodinámica generalizada, incluidos los agujeros negros. Es decir, la entropía generalizada del universo nunca disminuye con el tiempo.

Aunque la teoría de los agujeros negros ha avanzado mucho, todavía quedan muchos problemas por resolver. Por ejemplo, la base de la "hipótesis de prueba de información cósmica" mencionada anteriormente requiere más pruebas. Además, se debe estudiar más a fondo cuál es la naturaleza de la entropía del agujero negro, cómo introducir los efectos cuánticos del propio campo gravitacional del agujero negro, etc.

La búsqueda de agujeros negros es uno de los temas importantes de la astrofísica relativista. El agujero negro más probable actualmente es Cygnus X-1. Además, puede haber entre 108 y 109 agujeros negros masivos en el núcleo de la galaxia elíptica M87. Algunas personas utilizan el modelo del agujero negro para explicar los quásares o algunas explosiones en el espacio, pero aún no hay ninguna conclusión.

Proceso de evolución del agujero negro

Después de la explosión de la supernova, si la masa supera las 2,4 masas solares, el estado de equilibrio ya no existirá, la estrella se encogerá infinitamente y el radio de la estrella se volverá cada vez más pequeño, y la densidad se hará cada vez más pequeña. Con el tiempo se convertirá en una singularidad infinitesimal con densidad infinita y desaparecerá de la vista de la gente. Alrededor de esta singularidad hay una zona de no retorno. El límite de esta región se denomina "horizonte de sucesos" u "horizonte de sucesos", y el radio de esta región se denomina "radio de Schwarzschild".

Cualquier materia que entre en esta región, incluida la luz, no puede escapar de la enorme atracción gravitacional de esta singularidad. Son como caer en un pozo sin fondo, como un pozo oscuro sin fondo, por eso se les llama "agujeros negros". Cuando un agujero negro se acerca a un cuerpo celeste, absorbe parte del material de ese cuerpo celeste. La materia atraída gira en espiral y las partículas atómicas caerán desde el borde del agujero negro hasta el centro a lo largo de la espiral, y la velocidad será cada vez más rápida hasta alcanzar más de 900 kilómetros por segundo. Cuando un objeto es tragado por un agujero negro, su temperatura aumentará a varios millones de grados debido a colisiones mutuas y se emitirán rayos X y rayos gamma. En el universo, sólo los agujeros negros pueden acelerar objetos a velocidades tan altas en órbitas densas; sólo los agujeros negros emiten rayos X y rayos gamma de esta manera. Cuando los astrónomos lo detectan, se puede mapear el campo gravitacional y descubrir los agujeros negros. En 1996, los astrónomos descubrieron un enorme agujero negro en el centro de la Vía Láctea. Orbita el centro de la Vía Láctea a una velocidad de 200 kilómetros por segundo. Cuanto más cerca del centro, más rápida es la velocidad. La fuente de radio en el centro tiene una gran energía pero un volumen pequeño.

Los astrónomos llaman agujeros negros a estos objetos formados por la muerte de estrellas estelares. Generalmente se cree que la mayoría de los agujeros negros del universo se forman por el colapso de estrellas. Además, hay un agujero negro supermasivo en el centro de muchos sistemas estelares, como los centros de las galaxias quásares. En el universo primitivo, es posible que haya habido muchos agujeros negros en miniatura (agujeros negros primordiales). Estos agujeros negros son tan pequeños que tienen la masa de una montaña.

Poco después de la aparición de la relatividad general en 1916, Karl Schwarzchild descubrió una solución muy útil a las ecuaciones de Einstein que describen el tiempo y el espacio. Como posible forma del espacio-tiempo, esta solución se puede utilizar para describir el campo gravitacional fuera de un objeto esféricamente simétrico, sin carga y sin giro (también se puede utilizar para describir aproximadamente objetos que giran lentamente, como la Tierra y el Sol). ). Schwarzschild usó coordenadas para expresar su concepto "métrico": lejos del objeto, es similar a una coordenada esférica, con un eje T adicional para representar el tiempo. Aquí, se usa otra coordenada R como el radio de la coordenada esférica; un poco más lejos, solo da la distancia del objeto.

Sin embargo, cuando las coordenadas esféricas son pequeñas, esta solución empieza a parecer extraña. Hay una "singularidad" en el centro de r = 0, donde la curvatura del espacio-tiempo es infinita; en el área alrededor de este punto, la dirección negativa de la coordenada esférica en realidad se convierte en la dirección del tiempo (en lugar de la del espacio). Cualquier cosa dentro de este rango, incluida la luz, sería destrozada por las fuerzas de marea y obligada a caer hacia la singularidad. Esta región está separada del resto del universo por un plano cuyas coordenadas de Schwarzschild han desaparecido. Por supuesto, no hay ningún problema con la curvatura del espacio y el tiempo (este radio esférico se llama radio de Schwarzschild. Más adelante descubrirás que las coordenadas de Schwarzschild no han desaparecido. Son coordenadas artificiales, un poco como los problemas encontrados al definir el Longitud del Polo Norte. El significado físico del radio de Schwarzschild no es (el problema de coordenadas aquí es que la dirección dentro de él se convierte en la dirección del tiempo).

Para entender cómo se forman los agujeros negros, primero debemos entender el ciclo de vida de las estrellas. Cuando una estrella envejece y se queda sin combustible, comienza a enfriarse y encogerse. En 1928, una estudiante de posgrado india, Saramani Ann Chandraseka, llegó a Cambridge, Inglaterra, en barco para estudiar con el astrónomo británico Sir Arthur Eddington (teoría general de la relatividad). En un viaje de la India a Inglaterra, calculó hasta qué punto una estrella podía seguir resistiendo su propia gravedad y sostenerse después de haber agotado todo su combustible. La idea es que a medida que las estrellas se hacen más pequeñas, las partículas de materia se acercan mucho y, según el principio de exclusión de Pauli, deben tener velocidades muy diferentes para poder separarse unas de otras. Alcanzar el equilibrio y mantener su radio constante, del mismo modo que la gravedad se equilibraba con el calor en una etapa temprana de la vida. La velocidad máxima de las partículas está limitada por la teoría de la relatividad a la velocidad de la luz. Esto significa que cuando una estrella se vuelve lo suficientemente densa, la fuerza repulsiva causada por el principio de exclusión será menor que la fuerza gravitacional. Chandrasekhar calculó que una estrella de aproximadamente 1,44 veces la masa del sol no puede sostenerse contra su propia gravedad. (Esta masa ahora se conoce como límite de Chandrasekhar). El científico soviético Lev Davidovich Landau hizo un descubrimiento similar aproximadamente al mismo tiempo. Landau señala que existe otro posible estado final para las estrellas. Su masa final es aproximadamente una o dos veces la del Sol, pero su tamaño es incluso menor que el de una enana blanca. Estas estrellas son sostenidas por la fuerza repulsiva del principio de exclusión de neutrones y protones, en lugar de la fuerza repulsiva entre electrones. Por eso se les llama estrellas de neutrones.

Pero ¿qué pasa si lo llevas más allá de sus límites? ¿Colapsará hasta alcanzar una densidad infinita? Eddington se sorprendió y se negó a creer en los resultados de Chandrasekhar. Eddington creía que era imposible que una estrella colapsara en un solo punto. Ésta es la opinión de la mayoría de los científicos: el propio Einstein escribió un artículo declarando que el tamaño de las estrellas no se reducirá a cero. La hostilidad de Eddington hizo que Chandrasekhar abandonara este trabajo y en su lugar estudiara otros problemas astronómicos como el movimiento de los cúmulos de estrellas. Sin embargo, ganó el Premio Nobel en 1983. Según la relatividad general, ¿qué le sucede a una estrella con una masa 1,44 veces la del sol? Este problema fue resuelto por primera vez por un joven estadounidense, Robert Oppenheimer, en 1939. Pero los resultados que obtuvo demostraron que observar con telescopios en aquella época no daría ningún resultado. Más tarde, debido a las distracciones de la Segunda Guerra Mundial, el propio Oppenheimer se involucró muy de cerca en el programa de la bomba atómica. Pero en la década de 1960, la aplicación de la tecnología moderna aumentó considerablemente el alcance y el número de observaciones astronómicas, lo que despertó nuevamente el interés. Oppenheimer obtuvo una imagen del campo gravitacional de la estrella cambiando el camino de la luz, a diferencia del camino sin la estrella. Un cono de luz representa el camino que recorre la luz a través del espacio-tiempo después de emerger de su cima. El cono de luz se desvía ligeramente hacia adentro cerca de la superficie de la estrella y puede observarse observando la luz de estrellas distantes durante un eclipse solar. A medida que una estrella se encoge, el campo gravitacional en su superficie se vuelve muy fuerte, desviando más la luz hacia adentro, lo que dificulta que la luz escape de la estrella. Para un observador distante, la luz se vuelve más tenue y más roja. Finalmente, cuando la estrella se reduce a un radio crítico, el campo gravitacional en la superficie se vuelve tan fuerte que el cono de luz se desvía hacia adentro de modo que la luz ya no puede escapar. Según la teoría de la relatividad, nada puede viajar más rápido que la luz. De esta manera, si la luz no puede escapar, otras cosas tendrán aún menos posibilidades de escapar y serán arrastradas hacia atrás por la gravedad. Es decir, hay un conjunto de acontecimientos o una región del espacio-tiempo de la que es imposible que la luz o cualquier cosa escape y llegue a un observador distante. Ahora llamamos a esta región agujero negro, y su límite se llama horizonte de sucesos, que coincide con la trayectoria de la luz que escapa del agujero negro.

En 1971, John Archibald Wheeler llamó a tal cosa "agujero negro" porque la luz no puede escapar de él. Los astrónomos tienen una serie de candidatos que creen que pueden ser agujeros negros, basándose en una gran cantidad de evidencia (la evidencia es que su enorme masa puede derivarse de sus interacciones con otros objetos; a veces emiten rayos X, que se cree que caen en ellos Emitido por la materia.

La relatividad general predice que los objetos pesados ​​en movimiento provocarán la radiación de ondas gravitacionales, que son ondas en la curvatura del espacio y el tiempo que se propagan a la velocidad de la luz. A las ondas en el campo electromagnético, pero en el mundo es mucho más difícil de detectar, como la luz, le quita la energía a un objeto luminoso. Debido a que cualquier energía en movimiento es quitada por la radiación de las ondas gravitacionales, se puede esperar. que un sistema de objetos masivos eventualmente quedará irradiado en un estado constante. Esto es muy similar a arrojar un corcho al agua. Dio vueltas y vueltas durante mucho tiempo, pero después de que las ondas le quitaron la mitad de su energía, finalmente se calmó. hacia abajo por ejemplo, la Tierra gira alrededor del sol. Produce ondas gravitacionales. El efecto de su pérdida de energía es cambiar la órbita de la Tierra, haciendo que ésta se acerque gradualmente al Sol, y de esta manera regrese al estado final. En el caso de la Tierra y el Sol, la tasa de pérdida de energía es muy pequeña: solo puede encender un pequeño calentador eléctrico, lo que significa que la Tierra tardará aproximadamente 654,38 mil millones de años en chocar con el Sol. ¡No te preocupes de inmediato! El proceso de cambio de la órbita de la Tierra es demasiado lento para ser observado. Pero hace unos años, en un proyecto llamado PSR 1913. Este efecto se observó en el sistema +16 (PSR significa "púlsar", un tipo especial de estrella de neutrones que emite pulsos regulares de ondas de radio). Este sistema consta de dos estrellas de neutrones que orbitan entre sí debido a la radiación de ondas gravitacionales, su pérdida de energía acerca sus órbitas espirales

Cuando una. Una estrella colapsa para formar un agujero negro, se mueve mucho más rápido, por lo que la energía se elimina a un ritmo mucho mayor. ¿Cuánto tiempo tardará en alcanzar el mismo estado? ¿Cómo será este estado final, señaló el científico canadiense Nye Israel? en 1967 que, según la teoría general de la relatividad, un agujero negro que no gira debe ser una esfera muy simple y perfecta, su tamaño depende únicamente de su masa; de hecho, dos agujeros negros cualesquiera con la misma masa deben ser iguales; , pueden describirse mediante la solución especial de Einstein, que fue descubierta por Carl Schwarz Schild en la teoría de la relatividad general. Fue descubierta poco después en 1917.

Al principio, muchas personas (incluido el propio Israel) creían que, dado que los agujeros negros deben ser perfectamente esféricos, los agujeros negros sólo pueden formarse mediante el colapso de objetos perfectamente esféricos. Por lo tanto, cualquier estrella real -que nunca será perfectamente esférica- simplemente colapsará para formar una singularidad desnuda.

Los resultados israelíes sólo se ocuparon de agujeros negros formados por objetos no giratorios. En 1963, el neozelandés Roy Kerr descubrió una familia de soluciones a las ecuaciones de la relatividad general que describen los agujeros negros en rotación. Estos agujeros negros de Kerr giran a una velocidad constante y su tamaño y forma dependen únicamente de su masa y velocidad de rotación. Si la rotación es cero, el agujero negro es una esfera perfecta y la solución es la misma que la anterior. Si hay rotación, el agujero negro se abultará cerca del ecuador (al igual que el sol se abulta debido a la rotación), y cuanto más rápida sea la rotación, mayor. Se especula que si los resultados de Israel se amplían para incluir cuerpos en rotación, entonces cualquier cuerpo en rotación eventualmente estará en el estado estacionario descrito por la solución de Kerr después de colapsar para formar un agujero negro. Después del colapso gravitacional, el agujero negro eventualmente debe evolucionar a un estado que pueda girar pero no latir. Y su tamaño y forma sólo dependen de su masa y velocidad de rotación, y no tienen nada que ver con las propiedades del objeto original que colapsó en el agujero negro. Este resultado se conoce como: "Un agujero negro no tiene pelo". El teorema del pelo sin pelo es de gran importancia práctica porque limita en gran medida los posibles tipos de agujeros negros.

Los agujeros negros son uno de los casos más raros en la historia de la ciencia. Se ha convertido en un modelo matemático muy detallado sin ninguna evidencia observacional de que la teoría sea correcta. De hecho, este suele ser el principal argumento contra los agujeros negros: ¿cómo se puede confiar en un objeto cuya base son sólo cálculos basados ​​en la dudosa teoría de la relatividad general? Los astrónomos han observado algunos sistemas estelares binarios en los que sólo una estrella visible orbita alrededor de una compañera invisible. Por supuesto, no se puede concluir inmediatamente que la estrella compañera sea un agujero negro; podría ser simplemente una estrella demasiado débil para verla. Sin embargo, uno llamado Swan X-1 también es una potente fuente de rayos X. La mejor explicación para este fenómeno es que el material es expulsado de la superficie de la estrella visible y, cuando cae sobre la estrella compañera invisible, se desarrolla en una órbita en espiral (similar al agua que sale de una bañera), se vuelve muy caliente. y emite rayos X. Para que este mecanismo funcione, el objeto invisible debe ser muy pequeño, como una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro. Observando las órbitas de las estrellas visibles, se puede calcular la masa mínima posible de un objeto invisible. Tomemos como ejemplo Cygnus X-1. Esta estrella invisible es aproximadamente 6 veces más masiva que el Sol. Según los resultados de Chandrasekhar, es demasiado masivo para ser una enana blanca o una estrella de neutrones, y sólo puede considerarse como un agujero negro.

Ahora hay evidencia de varios agujeros negros similares a Cygnus X-1 en nuestra galaxia y dos galaxias vecinas llamadas Nubes de Magallanes. Sin embargo, ¡es casi seguro que hay muchos más agujeros negros que esos! A lo largo de la larga historia del universo, muchas estrellas deberían haber agotado su combustible nuclear y colapsar. El número de agujeros negros es incluso mayor que el número de estrellas visibles. Sólo en nuestra Vía Láctea hay aproximadamente 100 mil millones de estrellas visibles. La atracción gravitacional adicional de una cantidad tan grande de agujeros negros podría explicar por qué nuestra galaxia gira actualmente a tal velocidad, no solo la masa de las estrellas visibles. También tenemos alguna evidencia de que hay un agujero negro mucho más grande en el centro de nuestra galaxia, uno que tiene aproximadamente 654,38+ millones de veces la masa del Sol. Si una estrella en una galaxia está muy cerca de un agujero negro, la diferencia en la gravedad o las fuerzas de marea que actúan en sus extremos cercano y lejano la destrozarán, y los desechos y el gas arrojados por otras estrellas caerán en el agujero negro. Como en el caso del Swan X-1, el gas se mueve en una órbita espiral y se calienta. Aunque no es lo suficientemente caliente como para emitir rayos X como Swan X-1, puede usarse para describir las muy densas fuentes de radio e infrarrojos observadas en el centro de las galaxias.

Se cree que existe un agujero negro similar en el centro de un quásar, pero su masa es aproximadamente 100 millones de veces la del sol. La materia que cae en este agujero negro supermasivo sólo proporciona la energía suficiente para explicar la enorme energía liberada por estos objetos. Cuando la materia gira hacia un agujero negro, hace que el agujero negro gire en la misma dirección, lo que hace que el agujero negro produzca un campo magnético similar al de la Tierra. El material que cae crea partículas de muy alta energía cerca del agujero negro. El campo magnético es tan fuerte que las partículas se concentran en chorros que son expulsados ​​a lo largo del eje de rotación del agujero negro, sus polos norte y sur. De hecho, estos chorros se observan en muchas galaxias y quásares.

También se puede considerar la posibilidad de que exista un agujero negro con una masa mucho menor que la del sol.

Debido a que sus masas están por debajo del límite de Chandrasekhar, no pueden ser producidas por colapso gravitacional: una estrella de tan baja masa sería capaz de sostenerse contra la gravedad incluso después de agotar su combustible nuclear. Este pequeño agujero negro sólo puede formarse cuando la materia se comprime mediante una presión muy alta hasta alcanzar un estado extremadamente denso. Una enorme bomba de hidrógeno podría proporcionar esas condiciones. Una posibilidad más realista es que estos pequeños agujeros negros se hubieran producido en condiciones de alta temperatura y alta presión en el universo primitivo. Si la aleatoriedad que conduce a la formación de estrellas y galaxias condujo a la formación de un número significativo de agujeros negros "primordiales" depende de los detalles de las condiciones en el universo primitivo. Entonces, si pudiéramos determinar cuántos agujeros negros primordiales hay ahora, podríamos aprender mucho sobre el universo primitivo.

Si la luz del horizonte activo (es decir, el límite del agujero negro) nunca puede acercarse entre sí, entonces el área del horizonte activo puede permanecer igual o aumentar con el tiempo. , pero nunca podrá disminuir. De hecho, mientras la materia o la radiación caigan en un agujero negro, esta área aumentará o si dos agujeros negros chocan y se fusionan en un agujero negro, el área del horizonte de sucesos del último agujero negro será mayor o igual; a la suma de las áreas del horizonte de sucesos de los agujeros negros originales. La naturaleza no decreciente de la región del horizonte de sucesos impone importantes limitaciones al posible comportamiento de los agujeros negros.

Cerca de un agujero negro, hay una manera muy fácil de violar la segunda ley: basta con lanzar algunos objetos con alta entropía, como una caja de gas, al agujero negro. La entropía total de los objetos fuera de un agujero negro disminuye. Por supuesto, todavía se podría decir que la entropía total, incluida la entropía dentro del agujero negro, no ha disminuido, pero como no hay manera de ver el interior del agujero negro, no tenemos forma de saber cuál es la entropía de los objetos dentro. es. Después del descubrimiento del teorema del área del agujero negro (es decir, mientras un objeto caiga en un agujero negro, su área del horizonte de sucesos aumentará), un estudiante graduado de Princeton llamado Jacob Berkenstein propuso que el área del horizonte de sucesos es una medida del área del agujero negro. entropía del agujero. A medida que la materia entrópica cae en un agujero negro, su área del horizonte de sucesos aumentará, por lo que la suma de la entropía y el área del horizonte de sucesos de la materia fuera del agujero negro nunca disminuirá.

Si un agujero negro tiene entropía, también debería tener temperatura. Pero un objeto con una temperatura específica debe emitir radiación a una determinada velocidad. Esta radiación es necesaria para no violar la segunda ley de la termodinámica. Entonces los agujeros negros deben emitir radiación. Según el principio de incertidumbre de la mecánica cuántica, un agujero negro en rotación debería producir e irradiar partículas. El espectro de partículas de esta radiación es exactamente el de la radiación de un cuerpo caliente. El agujero negro emite partículas y radiación a una velocidad precisa para evitar que se viole la segunda ley. Su temperatura depende únicamente de la masa del agujero negro, que es mayor. Cuanto mayor sea la masa, mayor será la temperatura.

Sabemos que nada puede escapar del horizonte de sucesos de un agujero negro. ¿Por qué los agujeros negros emiten partículas? La respuesta dada por la teoría cuántica es que las partículas no provienen del interior del agujero negro, sino del espacio "vacío" fuera del evento cercano al agujero negro. Podemos entenderlo de esta manera: el espacio que consideramos un "vacío" no puede estar completamente vacío, porque eso significaría que todos los campos, como el campo gravitacional y el campo electromagnético, deben ser exactamente cero. El valor del campo y su tasa de cambio con el tiempo son como la posición y velocidad de las partículas representadas por el principio de incertidumbre. Cuanto más precisamente conozcas una cantidad, menos precisa conocerás la otra. Por lo tanto, en un espacio vacío, el campo no puede fijarse estrictamente en cero, porque entonces tendría tanto un valor exacto (cero) como una tasa de cambio exacta (también cero). El valor del campo debe tener una cierta inexactitud o fluctuación cuántica mínima. Se pueden entender estas fluctuaciones como pares de partículas de luz o de gravedad que aparecen al mismo tiempo, se alejan unas de otras, para luego acercarse y aniquilarse. Estos aceleradores de partículas detectan directamente. Sin embargo, sus efectos indirectos son mensurables. Por ejemplo, pequeños cambios en la energía de los electrones que se mueven alrededor de los átomos son tan consistentes con las predicciones teóricas que resulta sorprendente. El principio de incertidumbre también predice la existencia de pares de partículas de materia virtual similares, como pares de electrones y pares de quarks. Sin embargo, en este caso, un miembro del par es una partícula y el otro es una antipartícula (las antipartículas de la luz y la gravedad son exactamente iguales a las partículas).

Debido a que la energía no puede surgir de la nada, un participante en un par partícula-antipartícula tiene energía positiva y el otro tiene energía negativa. Porque en circunstancias normales las partículas reales siempre tienen energía positiva, y las partículas con energía negativa están destinadas a ser partículas virtuales de corta duración. Debe encontrar a su socio y destruirlo. Sin embargo, una partícula real cercana a un objeto masivo tiene menos energía que cuando está más lejos del objeto, porque requiere energía para resistir la gravedad del objeto que lo aleja más. En circunstancias normales, la energía de esta partícula sigue siendo positiva. Pero la gravedad de un agujero negro es tan fuerte que incluso allí, la energía de una partícula real sería negativa.

Por lo tanto, si existe un agujero negro, las partículas virtuales con energía negativa pueden caer en el agujero negro y convertirse en partículas reales o antipartículas reales. En este caso, ya no es necesario aniquilarlo con su compañero, y el compañero abandonado también puede caer en el agujero negro. Con energía positiva también puede escapar de las proximidades de un agujero negro como partícula real o como antipartícula real. Para un observador distante, parecen partículas emitidas por un agujero negro. Cuanto más pequeño es el agujero negro, más corta es la distancia que debe recorrer una partícula de energía negativa antes de convertirse en una partícula real, por lo que la emisividad y la temperatura aparente del agujero negro son mayores. La energía positiva de la radiación se equilibra con el flujo de partículas de energía negativa que caen al agujero negro. Según la ecuación de Einstein E=mc2 (E es energía, m es masa y c es la velocidad de la luz), cuando se pierden energía y masa, su área de horizonte de sucesos se vuelve más pequeña, pero la entropía de la radiación que emite compensa en exceso la La entropía del agujero negro disminuye, por lo que la segunda ley nunca se viola.

Del mismo modo, cuanto menor es la masa del agujero negro, mayor es su temperatura. Así, a medida que un agujero negro pierde masa, su temperatura y emisividad aumentan, por lo que pierde masa más rápido. No está claro qué sucede cuando la masa de un agujero negro finalmente se vuelve extremadamente pequeña. Pero la suposición más razonable es que eventualmente desaparecerá en una enorme explosión de lanzamiento equivalente a millones de bombas de hidrógeno. Un agujero negro con una masa varias veces mayor que la del Sol tiene una temperatura absoluta de sólo una milésima de grado. Esta es mucho más fría que la radiación de microondas que llena el universo (aproximadamente 2,7 K), por lo que el agujero negro emite menos radiación de la que absorbe. Si el universo está destinado a continuar expandiéndose para siempre, la temperatura de la radiación de microondas eventualmente caerá por debajo de la temperatura del agujero negro y este comenzará a perder masa. Pero incluso entonces, hacía tanto frío que se necesitarían 10 mil millones de años (1 seguido de 66 O) para evaporarse por completo. Esto es mucho más largo que la edad del universo. El universo tiene sólo entre 10 y 20 mil millones de años (1 o 2 seguido de 10 ceros). Por otro lado, en las primeras etapas del universo, había agujeros negros primordiales muy pequeños que se formaron a partir del colapso causado por la aleatoriedad. Un agujero negro tan pequeño tendría una temperatura más alta y una tasa de radiación más rápida. La vida útil de un agujero negro primario con una masa inicial de 65.438+ mil millones de toneladas es aproximadamente la misma que la edad del universo. El agujero negro original con una masa inicial más pequeña debería haberse evaporado, pero el agujero negro con una masa inicial mayor todavía emite rayos X y rayos gamma. Estos rayos X y rayos gamma son como ondas de luz, pero con longitudes de onda mucho más cortas. Estos agujeros negros no merecen el apodo de negros: en realidad son incandescentes y emiten una energía de alrededor de 100 millones de megavatios. Ahora lo llamamos agujero blanco.

Debido a que los agujeros negros primordiales son tan raros, es poco probable que haya uno lo suficientemente cerca como para que podamos observarlo como una única fuente de rayos gamma. Pero debido a que la gravedad acerca los agujeros negros primordiales a cualquier materia, su densidad dentro y alrededor de las galaxias debería ser mucho mayor. Si bien el fondo de rayos gamma nos dice que no pudo haber más de 300 agujeros negros primordiales por año luz cúbico, no nos dice acerca de la densidad de los agujeros negros primordiales en la Vía Láctea. Por ejemplo, si sus densidades son 654,38+ mil millones de veces mayores, entonces los agujeros negros más cercanos pueden estar a unos 654,38+ mil millones de kilómetros de distancia, o aproximadamente tan lejos como Plutón, el planeta más lejano conocido. A esta distancia, es muy difícil revivir la radiación constante del agujero negro, incluso si su potencia es de 1 MW. Es necesario detectar varios cuantos de rayos gamma procedentes de la misma dirección en un intervalo de tiempo razonable, como una semana, para observar un agujero negro inicial. De lo contrario, podrían ser simplemente parte del fondo. Debido a que la frecuencia de los rayos gamma es muy alta, sabemos por el principio de masa cuántica de Planck que cada cuanto de rayos gamma tiene una energía muy alta, por lo que incluso emitir 10.000 MW no requiere muchos cuantos. Para observar tan pocas partículas de Plutón, se necesitaría un detector de rayos gamma más grande que cualquier otro existente hasta la fecha. Y como los rayos gamma no penetran la atmósfera, el detector debe colocarse en cualquier lugar.

La teoría de los puntos blancos existe desde hace mucho tiempo. En 1970, Germing propuso la posibilidad de su existencia en quásares y galaxias violentamente activas. Los estudiosos de la relatividad y la cosmología han comprendido desde hace mucho tiempo la posibilidad de esta teoría, pero es diferente de la visión ortodoxa general del universo y es difícil de reconocer. Según algunas teorías, obedecen a órbitas keplerianas debido a movimientos violentos de objetos cósmicos o pequeños objetos de alta energía expulsados ​​de una galaxia. Esta es una especulación muy idealizada, es decir, hay varios agujeros blancos en un lugar, girando entre sí en el núcleo de la galaxia, expulsando ocasionalmente estrellas por todo el cielo. El agujero blanco expulsado evolucionó hasta convertirse en una nueva galaxia.

Las fotografías de cúmulos de galaxias revelan una serie de galaxias conectadas por materia. Esto sugiere que fueron formados por una serie de chorros violentos. Según esto, los agujeros blancos pueden dividirse y reproducirse como amebas, formando galaxias mediante división. Sin embargo, esto es contrario a la teoría actual. Desde este punto de vista, incluso la formación de galaxias es controvertida. Algunos astrónomos han propuesto y aceptado que el universo comenzó con una masa de materia heterogénea, incluidos agujeros blancos. A medida que el universo se contrae hasta alcanzar una singularidad inicial, todas las galaxias y grupos de galaxias se mueven de la misma manera, lo que por supuesto es similar a la singularidad de un agujero negro. Diferentes regiones del universo tienen diferentes densidades. Cuando se reducen, primero alcanzan la densidad crítica de los agujeros negros en lugares de alta densidad y luego desaparecen en el mundo de eventos, y el universo continúa reduciéndose, creando singularidades de alta densidad. El universo se convierte en una colección de agujeros negros masivos y materia circundante. Sin embargo, de hecho, el universo se está expandiendo en lugar de contraerse, por lo que es un agujero blanco en lugar de un agujero negro. Hay pequeñas partículas de muy alta densidad en la gran singularidad en el origen de la integridad del universo. A medida que se expande y se extiende en todas direcciones, una gran cantidad de grandes agujeros blancos explotan y crean pequeños agujeros blancos. Produce objetos llenos de baches, como las galaxias. La razón por la que los objetos heterogéneos se asocian fácilmente con los agujeros negros es que existe un proceso de contracción local en el universo que es simétrico a la expansión actual. La existencia actual de agujeros negros y agujeros blancos en el universo es paralela, son sólo dos puntos finales del proceso. La singularidad de los agujeros negros es el final del colapso final de la materia, y la singularidad de la materia de los agujeros blancos es el comienzo de las galaxias. Es solo que el proceso no es simultáneo, sino escalonado.

(Recopilación de datos: Lin Shanshan)