La ciencia
La película visualmente inmersiva recientemente lanzada "Interstellar" se basa en conceptos científicos reales como agujeros negros giratorios, agujeros de gusano y la expansión del tiempo.
Pero si no está familiarizado con estos conceptos, es posible que se confunda un poco mientras mira.
En la película, un equipo de exploradores espaciales va a viaje extragaláctico a través de un agujero de gusano. Por otro lado, ingresan a un sistema solar diferente con un agujero negro giratorio en lugar de una estrella.
Están en una carrera con el espacio y el tiempo para completar su misión. Tal viaje espacial puede parecer un poco confuso, pero se basa en los principios básicos de la física.
Aquí están los principales 5 conceptos de la física lo que necesitas saber para entender "Interestelar":
gravedad artificial
El mayor problema que enfrentamos los humanos con los viajes espaciales a largo plazo es ingravidez. Nacimos en la Tierra y nuestro cuerpo se ha adaptado a ciertas condiciones gravitatorias, pero cuando estamos en el espacio por mucho tiempo, nuestros músculos comienzan a debilitarse.
Los personajes de la película "Interestelar" también se enfrentan a este problema.
Para hacer frente a esto, los científicos crean gravedad artificial en naves espaciales. Una forma de hacerlo es hacer girar la nave espacial como en la película. La rotación crea una fuerza centrífuga que empuja los objetos hacia las paredes exteriores de la nave. Esta repulsión es similar a la gravedad, solo que en la dirección opuesta.
Esta forma de gravedad artificial es lo que experimenta cuando conduce en una curva de radio pequeño y siente que lo empujan hacia afuera, lejos del punto central de la curva. En una nave espacial giratoria, las paredes se convierten en el suelo para ti.
Un agujero negro giratorio en el espacio
Los astrónomos, aunque indirectamente, han observado en nuestro universo agujeros negros giratorios. Nadie sabe qué hay en el centro de un agujero negro, pero los científicos tienen un nombre para él:singularidad .
Los agujeros negros giratorios deforman el espacio que los rodea de manera diferente a los agujeros negros estacionarios.
Este proceso de distorsión se denomina "arrastre de marco inercial" o efecto Lense-Thirring, y afecta el aspecto que tendrá un agujero negro al distorsionar el espacio y, lo que es más importante, el espacio-tiempo que lo rodea. El agujero negro que ves en la película es suficiente.muy cerca del concepto científico.
- Spaceship Endurance rumbo a Gargantua - agujero negro supermasivo ficticio 100 millones de veces la masa del sol.
- Se encuentra a 10 mil millones de años luz de la Tierra y tiene varios planetas que lo orbitan. Gargantua gira a un asombroso 99,8 por ciento de la velocidad de la luz.
- El disco de acreción de Garagantua contiene gas y polvo a la temperatura de la superficie del Sol. El disco suministra luz y calor a los planetas de Gargantúa.
La apariencia compleja del agujero negro en la película se debe al hecho de que la imagen del disco de acreción está distorsionada por lentes gravitacionales. En la imagen aparecen dos arcos: uno se forma sobre el agujero negro y el otro debajo.
agujero de topo
El agujero de gusano o wormhole utilizado por la tripulación en Interestelar es uno de los fenómenos en la película. cuya existencia no ha sido probada. Es hipotético, pero muy conveniente en las tramas de historias de ciencia ficción, donde es necesario superar una gran distancia espacial.
Los agujeros de gusano son sólo una especie de camino más corto a través del espacio. Cualquier objeto con masa crea un agujero en el espacio, lo que significa que el espacio puede estirarse, deformarse e incluso plegarse.
Un agujero de gusano es como un pliegue en el tejido del espacio (y el tiempo) que conecta dos regiones muy distantes, lo que ayuda a los viajeros espaciales. viajar una larga distancia en un corto periodo de tiempo.
El nombre oficial de un agujero de gusano es "Puente Einstein-Rosen" porque fue propuesto por primera vez por Albert Einstein y su colega Nathan Rosen en 1935.
- En los diagramas 2D, la boca de un agujero de gusano se muestra como un círculo. Sin embargo, si pudiéramos ver un agujero de gusano, se vería como una esfera.
- En la superficie de la esfera, sería visible una vista del espacio distorsionada gravitacionalmente desde el otro lado de la "madriguera".
- Las dimensiones del agujero de gusano en la película son de 2 km de diámetro y la distancia de transferencia es de 10 mil millones de años luz.
Dilatación del tiempo gravitacional
La dilatación del tiempo gravitatorio es un fenómeno real observado en la Tierra. Surge porque tiempo relativo. Esto significa que fluye de manera diferente para diferentes sistemas de coordenadas.
Cuando estás en un entorno gravitacional fuerte, el tiempo pasa mas lento para ti en comparación con las personas en un entorno gravitatorio débil.
Un agujero negro es una región del espacio-tiempo, cuya atracción gravitacional es tan fuerte que ni siquiera la luz puede salir de él. Los agujeros negros que han crecido hasta alcanzar tamaños gigantescos forman los núcleos de la mayoría de las galaxias.
Un agujero negro supermasivo es un agujero negro con una masa de alrededor de 105-1010 masas solares. A partir de 2014, se han encontrado agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias, incluida nuestra Vía Láctea.
El agujero negro supermasivo más pesado fuera de nuestra galaxia se encuentra en una galaxia en la galaxia elíptica gigante NGC 4889 en la constelación Coma Berenices. ¡Su masa es de unos 21 mil millones de masas solares!
En esta imagen, la galaxia NGC 4889 está en el centro. En algún lugar por ahí acecha el mismo gigante.
No existe una teoría generalmente aceptada sobre la formación de agujeros negros de tal masa. Hay varias hipótesis, la más obvia de las cuales es la hipótesis que describe el aumento gradual de la masa de un agujero negro por la atracción gravitacional de la materia (generalmente gas) del espacio exterior. La dificultad en la formación de un agujero negro supermasivo radica en que se debe concentrar una cantidad suficiente de materia en un volumen relativamente pequeño.
Vista de un artista de un agujero negro supermasivo y su disco de acreción.
Galaxia espiral NGC 4845 (tipo Sa) en la constelación de Virgo, ubicada a una distancia de 65 millones de años luz de la Tierra. En el centro de la galaxia hay un agujero negro supermasivo con una masa de unas 230.000 masas solares.
El observatorio espacial Chandra (Observatorio de rayos X Chandra, NASA) recientemente proporcionó evidencia de que muchos agujeros negros supermasivos giran a una velocidad tremenda. La velocidad de rotación medida de uno de los agujeros negros es de 3,5 billones. millas por hora es aproximadamente la mitad de la velocidad de la luz, y su increíble gravedad atrae el espacio circundante durante muchos millones de kilómetros.
Galaxia espiral NGC 1097 en la constelación Furnace. En el centro de la galaxia hay un agujero negro supermasivo que es 100 millones de veces más pesado que nuestro Sol. Absorbe en sí mismo cualquier materia en la vecindad.
El quásar más poderoso de la galaxia Markarian 231 puede recibir energía de dos agujeros negros ubicados en el centro que giran uno alrededor del otro. Según los científicos, la masa del agujero negro central supera la masa solar en 150 millones de veces, la masa del agujero negro del satélite es 4 millones de veces mayor que la del sol. Este dúo dinámico consume materia galáctica y genera enormes cantidades de energía, provocando un resplandor en el centro de la galaxia que puede eclipsar el brillo de miles de millones de estrellas.
Los cuásares son las fuentes más brillantes del Universo, cuya luz es más brillante que el resplandor de sus galaxias. Existe la hipótesis de que los cuásares son los núcleos de galaxias distantes en la etapa de actividad inusualmente alta. El cuásar en el centro de la galaxia Markarian 231 es el objeto más cercano a nosotros y se manifiesta como una fuente de radio compacta. Los científicos estiman su edad en sólo un millón de años.
La galaxia elíptica gigante M60 y la galaxia espiral NGC 4647 parecen una pareja muy extraña. Ambos están en la constelación de Virgo. La brillante M60, a unos 54 millones de años luz de distancia, tiene una forma de huevo simple, que es creada por el enjambre aleatorio de viejas estrellas. NGC 4647 (arriba a la derecha), por el contrario, se compone de estrellas azules jóvenes, gas y polvo, que se encuentran en los brazos giratorios de un disco giratorio plano.
En el centro de M60 hay un agujero negro supermasivo con 4.500 millones de masas solares.
Galaxy 4C+29.30, ubicada a una distancia de 850 millones de años luz de la Tierra. En el centro hay un agujero negro supermasivo. Su masa es 100 millones de veces la masa de nuestro Sol.
Los astrónomos han buscado durante mucho tiempo la confirmación de que Sagitario A, nuestro agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, es la fuente del chorro de plasma. Finalmente, lo encontraron, lo demuestran los nuevos resultados obtenidos por el observatorio de rayos X Chandra (Chandra) y el radiotelescopio VLA. Este jet o chorro se forma por la absorción de materia por parte de un agujero negro supermasivo, y su existencia ha sido predicha durante mucho tiempo por los teóricos.
Usando imágenes de rayos X de la más alta calidad, los astrónomos han encontrado la primera evidencia clara de que los agujeros negros masivos eran similares en el universo primitivo. Estudios y observaciones de galaxias distantes han demostrado que todas tienen agujeros negros supermasivos similares. Se encontraron al menos 30 millones de agujeros negros supermasivos similares en el universo primitivo. Esto es 10.000 veces más de lo que se pensaba anteriormente.
El dibujo del artista representa un agujero negro supermasivo en crecimiento.
Galaxia espiral barrada NGC 4945 (SBc) en la constelación de Centauro. Es bastante similar a nuestra galaxia, pero las observaciones de rayos X muestran la presencia de un núcleo que probablemente contiene un agujero negro supermasivo activo.
Grupo PKS 0745-19. El agujero negro en el centro es uno de los 18 agujeros negros más grandes conocidos en el universo.
Una poderosa corriente de partículas de un agujero negro supermasivo que golpeó una galaxia cercana. Los astrónomos han observado colisiones de galaxias antes, pero esta es la primera vez que se registra un "disparo cósmico" de este tipo. El "incidente" ocurrió en un sistema estelar ubicado a una distancia de 1.400 millones de años luz de la Tierra, donde actualmente está en marcha el proceso de fusión de dos galaxias. El "agujero negro" de la mayor de las dos galaxias, que los astrónomos comparan con la "Estrella de la Muerte" de la épica película Star Wars, arrojó una poderosa corriente de partículas cargadas que aterrizaron directamente en la galaxia vecina.
Se ha encontrado el agujero negro más joven. El progenitor del recién llegado fue una supernova que estalló hace solo 31 años.
Representación artística del espacio de deglución de un agujero negro. Desde la predicción teórica de los agujeros negros, la cuestión de su existencia ha quedado abierta, ya que la presencia de una solución tipo “agujero negro” aún no garantiza que existan mecanismos para la formación de tales objetos en el Universo.
Llamaradas de agujeros negros en la galaxia espiral M83 (también conocida como South Pinwheel) tomadas por el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA. El Molinillo del Sur se encuentra a una distancia aproximada de 15 millones de años luz de nosotros.
Galaxia espiral barrada NGC 4639 en la constelación de Virgo. NGC 4639 alberga un enorme agujero negro que está absorbiendo gas y polvo cósmicos.
Galaxy M 77 en la constelación Cetus. En su centro hay un agujero negro supermasivo.
Los artistas representaron el agujero negro de nuestra Galaxia - Sagitario A*. Este es un objeto de gran masa. Al analizar los elementos de las órbitas, primero se determinó que el peso del objeto es de 2,6 millones de masas solares, y esta masa está encerrada en un volumen de no más de 17 horas luz (120 UA) de diámetro.
Mira en la boca de un agujero negro. Los astrónomos de la agencia aeroespacial japonesa JAXA lograron obtener una imagen única de la boca del agujero negro y los fenómenos raros en su vecindad utilizando el laboratorio espacial infrarrojo WISE de la NASA. El objeto de observación de WISE era un agujero negro de 6 veces la masa del sol y figuraba en los catálogos con el nombre GX 339-4. Cerca de GX 339-4, ubicada a una distancia de más de 20 mil años luz de la Tierra, gira una estrella, cuya sustancia es atraída hacia un agujero negro bajo la influencia de su monstruoso campo gravitatorio, que es 30 mil veces más fuerte. que en la superficie de nuestro planeta. En este caso, parte de esta sustancia es expulsada del agujero negro en dirección opuesta, formando chorros de partículas que se mueven a velocidades cercanas a la luz.
Galaxy NGC 3081 en la constelación de Hydra. Se encuentra a una distancia de unos 86 millones de años luz del sistema solar. Los científicos creen que NGC 3081 tiene un agujero negro supermasivo en su centro.
Dormir y soñar. Hace casi una década, el Observatorio Espacial de Rayos X Chandra de la NASA registró signos de lo que parece ser un agujero negro que succiona gas justo en el centro de la cercana Galaxia Sculptor. Y así, en 2013, el telescopio espacial NuSTAR de la NASA, que detecta rayos X duros, echa un vistazo rápido en la misma dirección y descubre un agujero negro que duerme pacíficamente (ha estado inactivo durante los últimos 10 años).
La masa de un agujero negro durmiente es aproximadamente 5 millones de veces la masa de nuestro Sol. El agujero negro está en el centro de la galaxia Sculptor, también conocida como NGC 253.
El plasma expulsado por los agujeros negros supermasivos en los centros de las galaxias puede transportar enormes cantidades de energía a distancias gigantescas. La región 3C353, vista por los rayos X de los telescopios Chandra y Very Large Array, está rodeada de plasma expulsado de uno de los agujeros negros. Contra el fondo de "plumas" gigantes de radiación, las galaxias parecen pequeños puntos en el centro.
Entonces, según el artista, podría verse un agujero negro supermasivo con una masa de varios millones a miles de millones de veces la masa de nuestro Sol. La dificultad en la formación de un agujero negro supermasivo radica en que se debe concentrar una cantidad suficiente de materia en un volumen relativamente pequeño.
Los agujeros negros no emiten luz, por lo que la única forma de ver a Gargantua es a través de su efecto sobre la luz de otros objetos. EN Interestelar otros objetos son el disco de acreción (Capítulo 9) y la galaxia en la que reside, incluyendo nebulosas y un abundante campo estelar. En aras de la simplicidad, incluyamos solo las estrellas por ahora.
Gargantua proyecta una sombra negra en el campo de estrellas y también refracta los rayos de luz de cada estrella, distorsionando el patrón de estrellas visible para la cámara. Esta distorsión es la lente gravitacional descrita en el Capítulo 3.
La figura 8.1 muestra un agujero negro que gira rápidamente (llamémoslo Gargantua) frente a un campo de estrellas, como se vería si estuviera en el plano ecuatorial de Gargantua. La Sombra de Gargantua es un área completamente negra. Justo más allá del borde de la sombra hay un anillo muy delgado de luz estelar, el llamado "anillo de fuego", que mejoré manualmente para definir más el borde de la sombra. Fuera del anillo, vemos un espeso rocío de estrellas en un patrón concéntrico creado por una lente gravitatoria.
Arroz. 8.1. Un patrón estelar creado por una lente gravitacional alrededor de un agujero negro que gira rápidamente como Gargantúa. Visto desde lejos, el diámetro angular de la sombra en radianes es 9 radios de Gargantua dividido por la distancia del observador a Gargantua. [Modelado para este libro por el equipo de efectos visuales de Double Negative.]
A medida que la cámara se mueve a lo largo de la órbita de Gargantua, las estrellas parecen moverse. Este movimiento, combinado con la lente, crea patrones de luz espectacularmente cambiantes. En algunas regiones, las estrellas fluyen con gran velocidad, en otras fluyen con calma, en otras aún se congelan en su lugar; vea el video en la página de este libro en Interstellar.withgoogle.com.
En este capítulo explico todos estos matices, empezando por la sombra y su anillo de fuego. Más adelante describiré cómo se obtuvieron realmente las imágenes del agujero negro en Interestelar.
Al retratar a Gargantua en este capítulo, lo considero un agujero negro que gira rápidamente, que es lo que debería ser para proporcionar una pérdida extrema de tiempo a la tripulación. Resistencia en relación con la Tierra (Capítulo 6). Sin embargo, en el caso de una rotación rápida, el borde izquierdo aplanado de la sombra de Gargantua (Figura 8.1) y algunas características específicas del chorro estelar y el disco de acreción podrían ser confundidos por una audiencia masiva, por lo que Christopher Nolan y Paul Franklin eligieron una velocidad de rotación más lenta. - 60 por ciento del máximo - para imágenes de Gargantua en la película. Ver la última sección en el Capítulo 9.
Advertencia: Las explicaciones de las siguientes tres secciones pueden requerir mucho esfuerzo mental; se pueden omitir sin perder el hilo del resto del libro. ¡No te preocupes!
La sombra y su anillo de fuego
Digamos que estás en el punto amarillo. rayos blancos A Y B, así como otros rayos como ellos, te traen la imagen de un anillo de fuego y rayos negros A Y B llevar la imagen del borde de la sombra. Por ejemplo, un rayo blanco A Emanando de alguna estrella lejos de Gargantua, se mueve hacia adentro y queda atrapado a lo largo del borde interior de la coraza de fuego en el plano ecuatorial de Gargantua, donde vuela una y otra vez, impulsado por un vórtice del espacio, y luego escapa y alcanza tus ojos. Rayo negro, también firmado A, proviene del horizonte de eventos de Gargantua, se mueve hacia afuera y queda atrapado en el mismo borde interior del caparazón de fuego, luego escapa y llega a tus ojos al lado del rayo blanco A. El rayo blanco lleva la imagen de una pieza de un anillo delgado, y el negro, la imagen de una pieza del borde de la sombra. El caparazón de fuego es responsable de ponerlos de lado a lado y dirigirlos hacia tus ojos.
Arroz. 8.2. Gargantúa ( esfera en el centro), su plano ecuatorial ( azul), caparazón de fuego ( rosado y morado) y rayos en blanco y negro, que llevan la imagen del borde de la sombra y un anillo delgado a su alrededor.
Del mismo modo para los rayos blancos y negros B, solo que caen en una trampa en el borde exterior de la capa de fuego y se mueven en el sentido de las agujas del reloj (haciendo su camino hacia el vórtice espacial), mientras que los rayos A quedan atrapados en el límite interior y se mueven en sentido contrario a las agujas del reloj (y el torbellino dimensional los recoge). En la figura 8.1, el borde izquierdo de la sombra se aplana y el borde derecho se redondea debido al hecho de que los rayos A(desde el borde izquierdo) vienen del borde interior de la coraza de fuego, muy cerca del horizonte, y los rayos B(desde el borde izquierdo) - desde el exterior, ubicado mucho más lejos del horizonte.
rayos negros C Y D en la figura 8.2 se originan en el horizonte, se mueven hacia afuera y quedan atrapados en órbitas no ecuatoriales en una capa de fuego, luego escapan de sus órbitas trampa y alcanzan sus ojos, llevando imágenes de fragmentos del borde de la sombra que se encuentran fuera del plano ecuatorial . Órbita de trampa de haz D se muestra en el recuadro superior derecho. rayos blancos CON Y D(no se muestra) provenientes de estrellas distantes quedan atrapadas una al lado de la otra con rayos negros C Y D y avanzar hacia tus ojos al lado de C Y D, que lleva imágenes de piezas de anillos de fuego una al lado de la otra con piezas de borde de sombra.
La lente de un agujero negro que no gira
Para comprender el patrón de las estrellas refractadas por una lente gravitatoria y su chorro cuando la cámara se mueve, comencemos con un agujero negro que no gira y con rayos de luz que emanan de una sola estrella (Figura 8.3). Dos haces de luz van desde la estrella hasta la cámara. Cada uno viaja en el camino más recto que puede en el espacio curvo del agujero, pero la curvatura hace que cada rayo se doble.
Un haz curvo se mueve hacia la cámara alrededor del borde izquierdo de la sombra, el otro alrededor de su borde derecho. Cada rayo lleva su propia imagen de la estrella a la cámara. Estas dos imágenes vistas por la cámara se muestran en el recuadro de la Figura 8.3. Las rodeé con círculos rojos para distinguirlas de todas las demás estrellas vistas por la cámara. Tenga en cuenta que la imagen de la derecha está mucho más cerca de la sombra del agujero que la imagen de la izquierda. Esto se debe a que su haz curvo viajó más cerca del horizonte de eventos del agujero.
Arroz. 8.3. Arriba: El espacio curvo de un agujero negro que no gira visto desde la masa, y dos haces de luz moviéndose a través del espacio curvo desde la estrella hasta la cámara. Abajo: Un patrón estelar refractado por una lente gravitacional visto por una cámara. [Modelado por Alain Riazuelo; vea el video de su modelo en www2.iap.fr/users/riazuelo/interstellar.]
Cada otra estrella aparece dos veces en la imagen, en lados opuestos de la sombra del agujero. ¿Puedes reconocer algún par? La sombra del agujero negro en la imagen se compone de direcciones desde las que ningún rayo puede llegar a la cámara; mire el área triangular etiquetada como "sombra" en el diagrama superior. Todos los rayos que "quieren estar" en la sombra son atrapados y tragados por el agujero negro.
A medida que la cámara se mueve hacia la derecha en la órbita (Figura 8.3), el patrón de estrellas que ve la cámara cambia como se muestra en la Figura 8.4.
En esta figura, se destacan dos estrellas separadas. Uno está encerrado en un círculo rojo (la misma estrella está encerrada en un círculo en la Figura 8.3). El otro está dentro del marcador amarillo. Vemos dos imágenes de cada estrella: una fuera del círculo rosa, la otra dentro. El círculo rosa se llama "anillo de Einstein".
A medida que la cámara se mueve hacia la derecha, las imágenes se mueven a lo largo de las curvas rojas y amarillas.
Las imágenes de las estrellas fuera del anillo de Einstein (llamémoslas imágenes primarias) se mueven como cabría esperar: suavemente de izquierda a derecha, pero alejándose del agujero negro a medida que se mueven. (¿Puede explicar por qué ocurre la desviación de agujeros, y no a ella?)
Arroz. 8.4. Cambio en el patrón de estrellas visto por la cámara mientras orbita hacia la derecha en la Figura 8.3. [Modelado por Alain Riazuelo; ver www2.iap.fr/users/riazuelo/interstellar.]
Sin embargo, las imágenes secundarias, dentro del anillo de Einstein, se mueven de una manera inesperada: parecen emerger del borde derecho de la sombra, se mueven hacia afuera en el anillo entre la sombra y el anillo de Einstein, giran alrededor de la sombra y descienden nuevamente. al borde de la sombra. Esto se puede entender volviendo a la imagen superior de la figura 8.3. El rayo derecho pasa cerca del agujero negro, por lo que la imagen derecha de la estrella está cerca de su sombra. En un momento anterior, cuando la cámara estaba a la izquierda, el rayo de la derecha tuvo que acercarse aún más al agujero negro para doblarse más y llegar a la cámara, por lo que la imagen de la derecha estaba muy cerca del borde de la sombra. Por el contrario, en un momento anterior, el rayo izquierdo pasaba bastante lejos del agujero, de modo que era casi recto y producía una imagen bastante alejada de la sombra.
Ahora, si está listo, piense en el movimiento posterior de las imágenes, capturadas en la Figura 8.4.
Lente de agujero negro que gira rápidamente: Gargantua
El vórtice espacial creado por la rápida rotación de Gargantua cambia la lente gravitatoria. Los patrones de estrellas en la Figura 8.1 (Gargantua) se ven ligeramente diferentes a los de la Figura 8.4 (agujero negro que no gira), y los patrones de transmisión son aún más diferentes.
En el caso de Gargantua, el chorro (Figura 8.5) revela dos anillos de Einstein, que se muestran como curvas rosadas. Fuera del anillo exterior, las estrellas fluyen hacia la derecha (por ejemplo, a lo largo de las dos curvas rojas), como en el caso del agujero negro que no gira en la figura 8.4. Sin embargo, el vórtice espacial ha concentrado la corriente que fluye en bandas estrechas de alta velocidad a lo largo del borde posterior de la sombra del agujero, curvándose bruscamente cerca del ecuador. El vórtice también creó turbulencias en el chorro (curvas rojas cerradas).
La imagen secundaria de cada estrella es visible entre dos anillos de Einstein. Cada imagen secundaria gira a lo largo de una curva cerrada (por ejemplo, dos curvas amarillas) y gira en la dirección opuesta al movimiento de flujo rojo fuera del anillo exterior.
Arroz. 8.5. Dibujo de un chorro estelar visto por una cámara junto a un agujero negro que gira rápidamente como Gargantúa. En este modelo del equipo de efectos visuales Double Negative, el agujero gira al 99,9 por ciento de su velocidad máxima posible, y la cámara se encuentra en una órbita ecuatorial circular con una circunferencia seis veces la circunferencia del horizonte. Vea un video de este modelo en la página de este libro en Interstellar.withgoogle.com.
Hay dos estrellas muy especiales en el cielo de Gargantua con la lente gravitatoria apagada. Uno se encuentra justo encima del polo norte de Gargantua, el otro justo debajo de su polo sur. Estos son análogos de la Estrella del Norte, que se encuentra exactamente sobre el polo norte de la Tierra. He colocado estrellas de cinco puntas en las imágenes primaria (roja) y secundaria (amarilla) de las estrellas polares de Gargantúa. Todas las estrellas en el cielo de la Tierra parecen girar alrededor de Polaris mientras la rotación de la Tierra nos atrae. De manera similar, en Gargantua, todas las imágenes de estrellas primarias giran alrededor de las imágenes rojas de las estrellas polares a medida que la cámara se mueve alrededor del agujero, pero sus trayectorias inversas (por ejemplo, dos curvas de turbulencia rojas) están fuertemente distorsionadas por el vórtice espacial y la lente gravitacional. . De manera similar, todas las imágenes de estrellas secundarias giran alrededor de las imágenes de estrellas polares amarillas (por ejemplo, a lo largo de dos curvas amarillas distorsionadas).
¿Por qué, en el caso de un agujero negro que no gira (Figura 8.4), se vio que las imágenes secundarias emergen de la sombra del agujero negro, giran alrededor del agujero y descienden de nuevo a la sombra, en lugar de girar en un círculo cerrado? curva, como en el caso de Gargantua (Figura 8.5)? En realidad, son aplicar a lo largo de una curva cerrada en el caso de un agujero negro que no gira. Sin embargo, el borde interior de esta curva cerrada está tan cerca del borde de la sombra que no se puede ver. La rotación de Gargantua crea un vórtice espacial, y este vórtice empuja el anillo interior de Einstein hacia afuera, revelando el patrón de inversión completa de las imágenes secundarias (curvas amarillas en la figura 8.5) y el anillo interior de Einstein.
Dentro del anillo interior de Einstein, el patrón de chorro es más complejo. Las estrellas de esta región son imágenes terciarias e incluso de orden superior de todas las estrellas del universo, las mismas vistas como imágenes primarias fuera del anillo exterior de Einstein y como imágenes secundarias entre los anillos de Einstein.
En la Figura 8.6, muestro cinco imágenes pequeñas del plano ecuatorial de Gargantua, con Gargantua mismo en negro, la órbita de la cámara en líneas punteadas de color rosa y el haz de luz en rojo. El haz de luz lleva la imagen de una estrella a la cámara, que se encuentra en la punta de la flecha azul. La cámara se mueve alrededor de Gargantua en sentido contrario a las agujas del reloj.
Realmente puedes entrar en la lente gravitacional si recorres estas imágenes una por una por tu cuenta. Tenga en cuenta que la verdadera dirección hacia la estrella es hacia arriba y hacia la derecha (observe los extremos exteriores de los rayos rojos). La cámara y el comienzo de cada haz apuntan a la imagen de la estrella. La décima imagen está muy cerca del borde izquierdo de la sombra y la imagen secundaria derecha está cerca del borde derecho; comparando las direcciones de la cámara para estas imágenes, podemos ver que la sombra abarca un arco de unos 150 grados en dirección hacia arriba. Esto es a pesar del hecho de que la dirección real desde la cámara hasta el centro de Gargantua es hacia la izquierda y hacia arriba. La lente cambió la sombra en relación con la posición actual de Gargantua.
Arroz. 8.6. Rayos de luz que llevan imágenes de estrellas en las puntas de las flechas azules. (Inglés primario - primario, secundario - secundario, terciario - terciario.) [Del mismo modelo Doble Negativo de las figuras 8.1 y 8.5.]
Creación de efectos visuales de agujero negro y agujero de gusano en Interestelar
Chris quería que Gargantúa se pareciera a De hecho De cerca parece un agujero negro que gira rápidamente, así que le pidió a Paul que me consultara. Paul me puso en contacto con el equipo. Interestelar, que montó en el estudio de efectos visuales de Double Negative en Londres.
Entré en un frenesí trabajando en estrecha colaboración con Oliver James, el científico jefe. Oliver y yo hablamos por teléfono y Skype, intercambiamos correos electrónicos y archivos, y nos conocimos en persona en Los Ángeles y en su oficina en Londres. Oliver tiene títulos en óptica y física atómica y entiende las leyes de la relatividad de Einstein, así que hablamos el mismo lenguaje técnico.
Algunos de mis colegas físicos ya han creado modelos informáticos de lo que vería un observador mientras orbita un agujero negro, o incluso cuando cae en uno. Los mejores jueces fueron Alain Riazuelo del Institut d'Astrophysique de París y Andrew Hamilton de la Universidad de Colorado en Boulder. Andrew creó un video sobre agujeros negros que se muestra en planetarios de todo el mundo, y Alain ha modelado agujeros negros que giran muy, muy rápido, como Gargantúa.
Así que mi intención original era poner a Oliver en contacto con Alain y Andrew y pedirles que le proporcionaran la información necesaria. Durante varios días me sentí incómodo con esta decisión, y luego cambié de opinión.
Durante mi carrera de medio siglo como físico, hice grandes esfuerzos, haciendo nuevos descubrimientos yo mismo y educando a los estudiantes que hicieron nuevos descubrimientos. ¿Por qué no, para variar, hacer algo simplemente porque es divertido, me pregunté, incluso si otros lo han hecho antes que yo? Así que arremetí contra ese "algo". Y fue divertido Y para mi sorpresa, como subproducto condujo (modestamente) a nuevos descubrimientos.
Usando las leyes de la relatividad y basándome en gran medida en el trabajo de mis predecesores (en particular, Brandon Carter en Laboratoire Univers et Théories en Francia y Jeanne Levine en la Universidad de Columbia), deduje las ecuaciones que necesitaba Oliver. Estas ecuaciones calculan las trayectorias de los rayos de luz a partir de alguna fuente de luz, como una estrella distante, y moviéndose a través del espacio curvo de Gargantua hacia la cámara. A partir de estos rayos de luz, mis ecuaciones luego calculan las imágenes vistas por la cámara, teniendo en cuenta no solo las fuentes de luz y la distorsión del espacio y el tiempo de Gargantua, sino también el movimiento de la cámara alrededor de Gargantua.
Una vez que obtuve estas ecuaciones, las probé yo mismo con un software amigable llamado Mathematica. Comparé las imágenes generadas por mi código de computadora Mathematica con las de Alain Riazuelo, y cuando coincidieron, me regocijé. Luego escribí descripciones detalladas de mis ecuaciones y se las envié a Oliver en Londres, junto con mi código de Mathematica.
Mi código era muy lento y de baja resolución. La tarea de Oliver era traducir mis ecuaciones a un código de computadora que pudiera producir las imágenes IMAX de altísima calidad necesarias para la película.
Oliver y yo lo hicimos paso a paso. Comenzamos con un agujero negro que no gira y una cámara estacionaria. Luego agregamos la rotación del agujero negro. Luego agregamos el movimiento de la cámara: primero moviéndose en una órbita circular y luego cayendo en un agujero negro. Y luego cambiamos a una cámara que gira alrededor de un agujero de gusano.
En este punto, Oliver me golpeó como un rayo caído del cielo: para modelar los efectos más sutiles, necesitaría no solo ecuaciones que describieran las trayectorias de los rayos de luz, sino también ecuaciones que describieran cómo cambia la sección transversal de un haz de luz. tamaño y forma, pasando a través de un agujero de gusano.
Más o menos sabía cómo hacerlo, pero las ecuaciones eran terriblemente confusas y tenía miedo de equivocarme. Así que busqué en la literatura técnica y descubrí que en 1977 Serge Pineault y Rob Rouber de la Universidad de Toronto obtuvieron las ecuaciones necesarias casi en la forma que yo necesitaba. Después de tres semanas de luchar con mi propia estupidez, reformulé sus ecuaciones exactamente en la forma correcta, las expresé en Mathematica y las pinté para Oliver, quien las incorporó a su propio código de computadora. Después de todo, su código pudo producir las imágenes de calidad necesarias para la película.
En Double Negative, el código de computadora de Oliver fue solo el comienzo. Se lo entregó al equipo de arte, dirigido por Eugenia von Tanzelmann, quien agregó un disco de acreción (Capítulo 9) y creó una galaxia de fondo con estrellas y nebulosas que serían distorsionadas por la lente Gargantúa. Luego, su equipo agregó Resistencia, Rangers y módulos de aterrizaje y animaciones de cámara (movimiento cambiante, dirección, campo de visión, etc.) y moldeó las imágenes en formas muy convincentes: en escenas increíbles que aparecen en la película. Continúa en el Capítulo 9 .
Mientras tanto, me he estado devanando los sesos con los videos de alta calidad que Oliver y Evgenia me han enviado, tratando de averiguar por qué las imágenes se ven de la manera que lo hacen y los campos de estrellas fluyen de la manera que lo hacen. Para mí, estos videos son como datos experimentales: revelan cosas que nunca hubiera descubierto por mi cuenta, sin estos modelos, por ejemplo, lo que describí en la sección anterior (Figuras 8.5 y 8.6). Vamos a publicar uno o dos artículos técnicos describiendo lo que hemos aprendido.
Apariencia de las eslingas de gravedad
Aunque Chris optó por no mostrar ninguna de las eslingas de gravedad en Interestelar, Me preguntaba cómo le habrían parecido a Cooper mientras conducía al Ranger al planeta de Miller. Así que usé mis ecuaciones y Mathematica para modelar las imágenes. (Mis imágenes tienen una resolución mucho más baja que las de Oliver y Eugenia debido a la lentitud de mi código).
La Figura 8.7 muestra una serie de imágenes vistas desde el Ranger Cooper mientras bombea alrededor de un Agujero Negro de Masa Intermedia (IBH) para comenzar su descenso hacia el planeta de Miller: mi interpretación científica. Interestelar. Este es el sling descrito en la figura 7.2.
Figura 8.7. Eslinga de gravedad alrededor del CHDSM con Gargantua al fondo [Mi propio modelo y representación.]
En la imagen superior, Gargantua está en la parte de atrás con el HRSM pasando frente a ella. El CHDSM captura rayos de luz de estrellas distantes dirigidos hacia Gargantua, los desplaza alrededor de sí mismo y los lanza hacia la cámara. Esto explica la dona de luz estelar que rodea la sombra del CHDSM. Aunque el HRSM es mil veces más pequeño que Gargantua, está mucho más cerca de Ranger que de Gargantua, por lo que parece solo moderadamente más pequeño.
A medida que el PRSM se mueve hacia la derecha de la cámara que se mueve con la honda, deja atrás la sombra principal de Gargantua (la imagen del medio en la Figura 8.7) y empuja la imagen secundaria de la sombra de Gargantua frente a ella. Estas dos imágenes son completamente análogas a las imágenes primaria y secundaria de una estrella refractada por la lente gravitacional de un agujero negro; pero ahora la lente PDSM refracta la sombra de Gargantúa. En la imagen inferior, el tamaño de la sombra secundaria se reduce a medida que el PDSM avanza. En este punto, la honda de gravedad está casi completa y la cámara a bordo del Ranger se acerca al planeta de Miller.
Por impresionantes que sean estas imágenes, solo se pueden ver cerca del CHDSM y Gargantua, y no desde una gran distancia de la Tierra. Para los astrónomos terrestres, los efectos ópticos más impresionantes de los agujeros negros gigantes son los chorros que sobresalen de ellos y la luz del disco de gas brillante en su órbita. Ahora nos referiremos a ellos.
Lentes de un agujero negro que gira rápidamente - Gargantua
El vórtice espacial, que se forma debido a la enorme velocidad de rotación de Gargantua, afecta la lente gravitacional. El patrón de estrella en la fig. 8.1 (Gargantua) difiere notablemente de la que se muestra en la fig. 8.4 (agujero negro no giratorio) y el efecto del movimiento de la cámara es aún más diferente.
Para Gargantua (Fig. 8.5), cuando la cámara se mueve, aparecen dos anillos de Einstein, indicados en la figura por curvas cerradas de color púrpura. Fuera del anillo exterior, las estrellas se "mueven" hacia la derecha (en particular, a lo largo de los dos pares de curvas rojas), al igual que el agujero negro que no gira en la Fig. 8.4. Sin embargo, en el borde posterior de la sombra, el vórtice espacial comprime el flujo de movimiento en bandas estrechas, que se curvan bastante cerca del ecuador y lo aceleran. El vórtice también forma remolinos en el flujo (curvas rojas cerradas).
Arroz. 8.5. El efecto de las estrellas que fluyen junto a un agujero negro que gira rápidamente como Gargantua, "ver a través de la cámara". En este modelo Doble Negativo, el agujero gira al 99,9 por ciento de su velocidad máxima y la cámara se mueve en una órbita ecuatorial circular, cuya circunferencia es seis veces la circunferencia del horizonte. ver video en la pagina Interstellar.withgoogle.com
La imagen secundaria de cada estrella aparece en la región entre los anillos de Einstein y circula a lo largo de una curva cerrada (ejemplo: dos curvas amarillas), mientras se mueve en la dirección opuesta a las corrientes rojas fuera del anillo exterior.
Aquí hay dos estrellas especiales para las que la lente gravitacional no funciona. Uno de ellos está ubicado directamente sobre el polo norte de Gargantua, el otro está directamente debajo del sur. Estos son análogos de la Estrella del Norte, que se encuentra directamente sobre el Polo Norte de la Tierra. Dibujé estrellas de cinco puntas junto a las imágenes primaria (estrella roja) y secundaria (amarilla) de las estrellas polares de Gargantúa. Desde la Tierra, parece como si todas las estrellas estuvieran girando alrededor de la Estrella Polar, porque rotamos con la Tierra. De manera similar, a medida que la cámara se mueve en órbita alrededor del agujero, todas las imágenes primarias de las estrellas cercanas a Gargantua circulan alrededor de las imágenes primarias de las estrellas polares, pero sus trayectorias (por ejemplo, dos curvas rojas cerradas) están fuertemente distorsionadas por el vórtice espacial y las lentes gravitacionales. . Del mismo modo, las imágenes secundarias de estrellas circulan alrededor de las imágenes secundarias de estrellas polares (por ejemplo, a lo largo de las dos curvas amarillas).
¿Por qué, en el caso de un agujero negro que no gira (Figura 8.4), las imágenes secundarias de las estrellas parecen emerger de la sombra del agujero negro, dan vueltas a su alrededor y regresan a la sombra, en lugar de circular a lo largo de curvas cerradas? como en el caso de Gargantua (Figura 8.5)? De hecho, todavía circulan por curvas cerradas, pero el borde interior de estas curvas está tan cerca del borde de la sombra que no se puede ver. La rotación de Gargantúa hace girar el espacio, y este remolino empuja el anillo interior de Einstein hacia afuera, revelándolo y mostrando la ruta completa de movimiento de las imágenes secundarias (curvas amarillas en la figura 8.5).
Dentro del anillo interior de Einstein, los movimientos del patrón estelar son aún más complejos. Las estrellas en esta región son imágenes de tercer orden y superiores para todas las estrellas del universo, estrellas cuyas imágenes primarias son visibles fuera del anillo exterior de Einstein, y las imágenes secundarias están entre los anillos interior y exterior.
En la fig. En la Figura 8.6, se resaltan cinco secciones del plano ecuatorial de Gargantua, el propio Gargantua se muestra en negro, la órbita de la cámara está en líneas punteadas de color púrpura y el haz de luz está en rojo. Este haz proporciona a la cámara una imagen de la estrella señalada por la flecha azul. La cámara se mueve alrededor de Gargantua en sentido contrario a las agujas del reloj.
Arroz. 8.6. Rayos de luz que forman las imágenes de las estrellas indicadas por las flechas azules (Modelo Doble Negativo, igual que en las Figuras 8.1 y 8.5.)
Al estudiar constantemente estas cifras, uno puede entender mucho sobre las lentes gravitacionales. Tenga en cuenta: la dirección real hacia la estrella es hacia arriba y hacia la derecha (extremos exteriores de los rayos rojos). La flecha del icono de la cámara apunta a la imagen de una estrella. La imagen decimal está muy cerca del borde izquierdo de la sombra y la imagen secundaria derecha está cerca del borde derecho; Al comparar las direcciones de la cámara para estas imágenes, puede ver que la sombra cubre aproximadamente 150 grados de la dirección hacia arriba, a pesar de que la dirección real desde la cámara hasta el centro de Gargantúa es hacia la izquierda y hacia arriba. El efecto de la lente gravitatoria ha desplazado la sombra en relación con la dirección real hacia Gargantúa.
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Intentaré responder algunas preguntas que surgen de la película entre la audiencia.
1) ¿Por qué el agujero negro de Gargantúa se ve así en la película?
La película Interstellar es el primer largometraje en la historia del cine, donde se aplicó la visualización de un agujero negro en base a un modelo físico y matemático. La simulación fue realizada por un equipo de 30 personas (el departamento de efectos visuales de Pavel Franklin) en colaboración con Kip Thorne, un físico teórico de renombre mundial conocido por su trabajo en la teoría de la gravedad, la astrofísica y la teoría de la medición cuántica. Se gastaron alrededor de 100 horas en un marco y, en total, el modelo tomó alrededor de 800 terabytes de datos.
Thorne no solo creó un modelo matemático, sino que también escribió un software especializado (CGI) que hizo posible construir un modelo informático de visualización.
Esto es lo que hizo Thorn:
Por supuesto, es justo hacer la pregunta: ¿es la simulación de Thorne la primera en la historia de la ciencia? ¿Y es la imagen de Thorne algo nunca antes visto en la literatura científica? Claro que no.
Jean Pierre Luminet del Observatorio Paris-Mudon, Departamento de Cosmología y Astrofísica Relativista, también conocido mundialmente por su trabajo sobre agujeros negros y cosmología, es uno de los primeros científicos en obtener imágenes de un agujero negro mediante simulación por computadora. En 1987 se publicó su libro Black Holes: A Popular Introduction, donde escribe:
“Las primeras imágenes de computadora de un agujero negro rodeado por un disco de acreción fueron obtenidas por mí (Luminet, J.-P. (1979): Astron. Astrophys.). Mark (Marck, J.-A. (1993): Class. Quantum Grav) realizó cálculos más sutiles tanto para la métrica de Schwarzschild como para el caso de un agujero negro en rotación. Se pueden obtener imágenes plausibles, es decir, aquellas calculadas teniendo en cuenta la curvatura del espacio, el corrimiento al rojo y las propiedades físicas del disco, para un punto arbitrario, incluso dentro del horizonte de eventos. Incluso se ha realizado una película que muestra cómo cambian estas distorsiones a medida que uno se mueve a lo largo de una trayectoria temporal alrededor de un agujero negro (Delesalle, Lachieze-Rey y Luminet, 1993). El dibujo es uno de sus marcos para el caso de movimiento a lo largo de una trayectoria parabólica articulada "
Explicación de por qué la imagen es como es:
"Debido a la curvatura del espacio-tiempo en la vecindad de un agujero negro, la imagen del sistema difiere significativamente de las elipses que veríamos si reemplazáramos el agujero negro con un cuerpo celeste ordinario de baja masa. La radiación del La parte superior del disco forma una imagen directa y, debido a la fuerte distorsión, vemos todo el disco (el agujero negro no cubre las partes del disco detrás de nosotros). La parte inferior del disco también es visible debido a la importante curvatura de los rayos de luz".
¡La imagen de Lumine se parece sorprendentemente al resultado de Thorne, que obtuvo más de 30 años después del trabajo del francés!
¿Por qué en muchas otras visualizaciones, tanto en artículos como en películas de ciencia popular, un agujero negro a menudo se puede ver de una manera completamente diferente? La respuesta es simple: el "dibujado" por computadora de un agujero negro basado en un modelo matemático es un proceso muy complejo y lento que a menudo no se ajusta a presupuestos modestos, por lo que los autores generalmente se las arreglan con el trabajo de un diseñador. no un físico.
2) ¿Por qué el disco de acreción de Gargantua no es tan espectacular como se puede ver en numerosas imágenes y películas de divulgación científica? ¿Por qué no se podía mostrar el agujero negro más brillante e imponente?
Combinaré esta pregunta con la siguiente:
3) Se sabe que el disco de acreción de un agujero negro es una fuente de radiación muy intensa. Los astronautas simplemente morirían si se acercaran a un agujero negro.
Y de hecho lo es. Los agujeros negros son los motores de las fuentes de radiación más brillantes y energéticas del universo. Según los conceptos modernos, el corazón de los cuásares, que a veces brillan más que cientos de galaxias juntas, es un agujero negro. Con su gravedad, atrae enormes masas de materia, lo que hace que se encoja en un área pequeña bajo una presión inimaginablemente alta. Esta sustancia se calienta, las reacciones nucleares fluyen en ella con la emisión de los rayos X y la radiación gamma más potentes.
Esta es la frecuencia con la que se dibuja un disco de acreción de un agujero negro clásico:
Si Gargantua fuera así, tal disco de acreción mataría a los astronautas con su radiación. La acumulación en el agujero negro de Thorne no es tan densa y masiva; según su modelo, la temperatura del disco no es más alta que en la superficie del Sol. Esto se debe en gran parte al hecho de que Gargantua es un agujero negro supermasivo, con una masa de al menos 100 millones de masas solares, con un radio de una unidad astronómica.
Este no es solo un agujero negro supermasivo, sino ultramasivo. Incluso el agujero negro en el centro de la Vía Láctea tiene, según varias estimaciones, una masa de 4-4,5 millones de masas solares.
Aunque Gargantua está lejos de ser un campeón. Por ejemplo, un agujero en la galaxia NGC 1277 tiene una masa de 17 mil millones de soles.
La idea de imaginar un experimento de este tipo en el que las personas exploren un agujero negro ha estado preocupando a Thorne desde los años 80. Ya en su libro “Agujeros negros y los pliegues del tiempo. El legado audaz de Einstein, publicado en 1990, Thorne considera un modelo hipotético de viaje interestelar en el que los investigadores estudian los agujeros negros para acercarse lo más posible al horizonte de eventos y comprender mejor sus propiedades.
Los investigadores comienzan con un pequeño agujero negro. Ella no les conviene en absoluto porque las fuerzas de marea que crea son demasiado grandes y amenazan la vida. Cambian el objeto de estudio a un agujero negro más masivo. Pero ella tampoco los satisface. Finalmente, se dirigen hacia el gigante Gargantúa.
Gargantua se encuentra cerca del cuásar 3C273, lo que le permite comparar las propiedades de los dos agujeros.
Al observarlos, los investigadores hacen la pregunta:
"La diferencia entre Gargantua y 3C273 parece sorprendente: ¿por qué Garnatua, con sus mil veces su masa y tamaño, no tiene una rosquilla de gas tan redonda y chorros de cuásar gigantes?"
El disco de acreción de Gargantua es relativamente frío, no masivo y no irradia tanta energía como lo hace en un cuásar. ¿Por qué?
"Después de estudios telescópicos, Bret encuentra la respuesta: una vez cada pocos meses, una estrella que orbita el agujero central 3C273 se acerca al horizonte y es desgarrada por las fuerzas de marea del agujero negro. Los restos de la estrella, aproximadamente 1 masa solar , salpican en las proximidades del agujero negro. Gradualmente, la fricción interna impulsa el gas que salpica hacia el interior. Este gas fresco compensa el gas que la rosquilla suministra constantemente al agujero y a los chorros, por lo que la rosquilla y los chorros mantienen sus reservas de gas y continúan brillar.
Bret explica que las estrellas también pueden acercarse a Gargantúa. Pero debido a que Gargantua es mucho más grande que 3C273, sus fuerzas de marea sobre el horizonte de eventos son demasiado débiles para destrozar la estrella. Gargantua se traga las estrellas enteras, sin salpicar sus entrañas en el panecillo que las rodea. Y sin la rosquilla, Gargantua no puede crear los chorros y otras características del cuásar".
Para que exista un disco radiante masivo alrededor de un agujero negro, debe haber material de construcción a partir del cual pueda formarse. En un cuásar, estas son densas nubes de gas, muy cerca del agujero negro de una estrella. Aquí está el modelo clásico para la formación de un disco de acreción:
En Interstellar, está claro que simplemente no hay nada de lo que pueda surgir un disco de acreción masivo. No hay nubes densas ni estrellas cercanas en el sistema. Si hubo algo, todo se ha comido hace mucho tiempo.
El único contenido de Gargantua son nubes de baja densidad de gas interestelar, que crean un débil disco de acreción de "baja temperatura" que no irradia tan intensamente como los discos clásicos en cuásares o sistemas binarios. Por lo tanto, la radiación del disco Gargantua no matará a los astronautas.
Thorne escribe en La ciencia de Interestelar:
"Un disco de acreción típico tiene una emisión muy intensa de rayos X, gamma y radio. Tan fuerte que freirá a cualquier astronauta que decida estar cerca. El disco de Gargantua que se muestra en la película es un disco extremadamente débil. "Débil" es, por supuesto. Por supuesto, no según los estándares humanos, sino según los estándares de los cuásares típicos. En lugar de calentarse a cientos de millones de grados, como lo son los discos de acreción de los cuásares, el disco de Gargantua tiene solo unos pocos miles de grados, como la superficie del Sol. Emite mucha luz, pero casi nada de rayos X y rayos gamma. "Dichos discos pueden existir en las últimas etapas de la evolución del agujero negro. Por lo tanto, el disco Gargantua es bastante diferente de la imagen que se ve a menudo en varios populares recursos astrofísicos".
¿Es Kip Thorne el único que ha sugerido la existencia de discos de acreción fríos alrededor de los agujeros negros? Claro que no.
Los discos de acreción fríos de los agujeros negros se han estudiado durante mucho tiempo en la literatura científica:
Según algunos informes, el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, Sagitario A* (Sgr A*), tiene el mismo disco de acreción frío:
Alrededor de nuestro agujero negro central, puede haber un inactivo disco de acreción en frío, sobrante (debido a la baja viscosidad) de la "juventud turbulenta" de Sgr A*, cuando la tasa de acumulación era alta. Ahora bien, este disco "succiona" el gas caliente, evitando que caiga en el agujero negro: el gas se asienta en el disco a distancias relativamente grandes del agujero negro.
(c) Estrellas cercanas y un disco de acreción inactivo en Sgr A∗: eclipses y destellos
Sergei Nayakshin1 y Rashid Sunyaev. // 1. Max-Planck-Institut für Astrophysik, Karl-Schwarzschild-Str. Garching, Alemania 2. Instituto de Investigaciones Espaciales, Moscú, Rusia
O Cygnus X-1:
Se ha realizado un análisis espectral y temporal de un gran número de observaciones realizadas por el observatorio RXTE de los agujeros negros en acreción Cygnus X-1, GX339-4 y GS1354-644 en el estado espectral bajo durante 1996-1998. Para las tres fuentes, se encontró una correlación entre las frecuencias características de la variabilidad caótica y los parámetros espectrales: la pendiente del espectro de radiación Comptonizado y la amplitud relativa del componente reflejado. La relación entre la amplitud de la componente reflejada y la pendiente del espectro de comptonización muestra que el medio reflectante ( disco de acreción en frío) es el principal proveedor de fotones suaves a la región de Comptonización.
(c) Informe en la conferencia de la organización SPIE "Astronomical Telescopes and Instrumentation", 21 a 31 de marzo de 2000, Munich, Alemania
Interacción entre las estrellas y un Disco de acreción inactivo en un Núcleo Galáctico // Vladimır Karas. Instituto Astronómico, Academia de Ciencias, Praga, República Checa y
(c) Universidad Charles, Facultad de Matemáticas y Física, Praga, República Checa // Ladislav Subr. Charles University, Facultad de Matemáticas y Física, Praga, República Checa
Los agujeros negros "silenciosos" son similares al agujero en la Nebulosa de Andrómeda, uno de los primeros agujeros negros supermasivos descubiertos. Su masa es de unos 140 millones de masas solares. Pero no lo encontraron por una fuerte radiación, sino por el movimiento característico de las estrellas alrededor de esta área. Los núcleos de tales galaxias no poseen una radiación intensa de "quasar". Y los astrofísicos llegaron a la conclusión de que la materia simplemente no cae en este agujero negro. Esta situación es típica de las galaxias “calmadas”, como la Nebulosa de Andrómeda y la Vía Láctea.
Las galaxias con agujeros negros activos se denominan galaxias activas o de Seyfert. Las galaxias Seyfert incluyen aproximadamente el 1% de todas las galaxias espirales observadas.
Cómo encontraron un agujero negro supermasivo en la Nebulosa de Andrómeda se muestra bien en la película de ciencia ficción Supermassive Black Holes de la BBC.
4) Se sabe que los agujeros negros tienen fuerzas de marea mortales. ¿No destrozarán tanto a los astronautas como al planeta de Miller, que en la película está demasiado cerca del horizonte de sucesos?
Incluso la lacónica Wikipedia escribe sobre una propiedad importante de un agujero negro supermasivo:
“Las fuerzas de marea cerca del horizonte de sucesos son mucho más débiles debido al hecho de que la singularidad central está ubicada tan lejos del horizonte que un astronauta hipotético que viaje al centro de un agujero negro no sentirá los efectos de las fuerzas de marea extremas hasta que se sumerja muy profundamente en él. »
Cualquier fuente científica y popular que describa las propiedades de los agujeros negros supermasivos está de acuerdo con esto.
La ubicación del punto en el que las fuerzas de marea alcanzan tal magnitud que destruyen el objeto que ha caído allí depende del tamaño del agujero negro. Para los agujeros negros supermasivos, como los que se encuentran en el centro de la galaxia, este punto se encuentra dentro de su horizonte de eventos, por lo que un astronauta hipotético puede cruzar su horizonte de eventos sin notar ninguna deformación, pero después de cruzar el horizonte de eventos, su caída al centro del agujero negro ya es inevitable. Para pequeños agujeros negros, en los que el radio de Schwarzschild está mucho más cerca de la singularidad, las fuerzas de marea matarán al astronauta incluso antes de que alcance el horizonte de sucesos.
(c) Agujeros negros de Schwarzschild // Relatividad general: una introducción para físicos. - Cambridge University Press, 2006. - Pág. 265. - ISBN 0-521-82951-8.
Por supuesto, la masa de Gargantúa se eligió para que las mareas no destrozaran a los astronautas.
Vale la pena señalar que Thorn Gargantua de 1990 es algo más masivo que Interstellar:
“Los cálculos mostraron que cuanto más grande es el agujero, menos empuje necesita el cohete para mantenerse en un círculo de 1.0001 horizonte de eventos. Para un doloroso pero tolerable empuje de 10 g terrestres, la masa del agujero debería ser de 15 billones de masas solares. El más cercano de estos agujeros se llama Gargantúa, se encuentra a una distancia de 100.000 años luz de nuestra galaxia y a 100 millones de años luz del cúmulo de galaxias de Virgo, alrededor del cual gira la Vía Láctea. De hecho, se encuentra cerca del cuásar 3C273, a 2 mil millones de años luz de la Vía Láctea...
Cuando entras en la órbita de Gargantua y haces las medidas habituales, te convences de que su masa es, en efecto, de 15 billones de masas solares y que gira muy lentamente. A partir de estos datos, calculas que la circunferencia de su horizonte es de 29 años luz. Finalmente, calcula que se trata de un agujero, cuyas inmediaciones puede explorar, ¡experimentando las fuerzas de marea y la aceleración permitidas!
En el libro de 2014 The Science of Interstellar, donde Kip Thorne describe los aspectos científicos del trabajo en la película, ya da una cifra de 100 millones de masas solares, pero señala que esta es la masa mínima que puede ser "cómoda" en relación con fuerzas de marea del agujero negro.
5) ¿Cómo puede existir el planeta de Miller tan cerca de un agujero negro? ¿Será destrozado por las fuerzas de las mareas?
El astrónomo Phil Plant, conocido por el apodo de "Bad Astronomer" por su desenfrenado escepticismo, simplemente no pudo superar a Interstellar. Además, antes de eso, destruyó con ira muchas películas sensacionales, como Gravity, con su aburrido escepticismo.
“Tenía muchas ganas de Interstellar… Pero lo que vi fue terrible. Esto es un completo fracaso. Realmente, realmente no me gustó”.escribe en su artículo del 6 de noviembre.
Phil dice que en términos de ciencia, la película es una completa mierda. Que incluso en un marco hipotético no puede corresponder a las ideas científicas modernas. Condujo especialmente por el planeta de Miller. Un planeta podría orbitar un agujero negro de este tipo de manera estable, dijo, pero su órbita tendría que ser al menos tres veces el tamaño de Gargantúa. El reloj correrá más lento que en la Tierra, pero solo en un 20 por ciento. La estabilidad de un planeta cerca de un agujero negro, como muestra la película, es una ficción imposible. Además, será completamente desgarrado por las fuerzas de marea del agujero negro.
Pero el 9 de noviembre, Plate aparece con un nuevo artículo. el la llama Seguimiento: Interestelar Mea Culpa. El incontenible crítico científico decidió arrepentirse.
“Me equivoqué de nuevo. Pero independientemente de la magnitud de mis errores, siempre trato de admitirlos. ¡Después de todo, la ciencia misma nos obliga a admitir nuestros errores y aprender de ellos!
Phil Plant admitió que cometió errores en sus consideraciones y llegó a conclusiones equivocadas:
“En mi reseña, hablé sobre el planeta de Miller orbitando cerca del agujero negro. Una hora pasada en el planeta equivale a siete años terrestres. Mi queja era que con tal dilatación del tiempo sería imposible una órbita estable del planeta.
Y eso es cierto... para un agujero negro que no gira. Mi error fue. ¡que no usé las ecuaciones correctas para un agujero negro que giraba rápido! Esto cambia enormemente la imagen del espacio-tiempo alrededor de un agujero negro. Ahora entiendo que bien puede existir una órbita estable para este planeta alrededor de un agujero negro, y tan cerca del horizonte de eventos que la dilatación del tiempo indicada en la película es posible. Básicamente, estaba equivocado.
También dije en mi análisis original que las mareas gravitatorias destrozarían este planeta. Consulté con un par de astrofísicos que también dijeron que las mareas de Gargantua probablemente deberían destruir el planeta, pero esto aún no se ha confirmado matemáticamente. Todavía están trabajando en una solución a este problema, y tan pronto como se resuelva, publicaré la solución. Yo mismo no puedo decir si acerté o no en mi análisis, e incluso si acerté, mis consideraciones solo se referían a un agujero negro que no gira, por lo que no son válidas para este caso.
Para resolver tal problema, es necesario discutir muchos problemas matemáticos. Pero no sé exactamente a qué distancia estaba el planeta de Miller de Gargantua, y por lo tanto es muy difícil decir si las mareas lo habrían destruido o no. Todavía no he leído The Science of Interstellar del físico y productor ejecutivo Kip Thorne; creo que arrojará algo de luz sobre este problema.
Sin embargo, me equivoqué acerca de la estabilidad de la órbita, y ahora considero necesario cancelar esta afirmación mía sobre la película.
Entonces, para resumir: la imagen física cerca del agujero negro, que se muestra en la película, es en realidad consistente con la ciencia. Cometí un error por el cual pido disculpas.
Ikjyot Singh Kohli, físico teórico de la Universidad de Yore, en su página proporcionó soluciones a las ecuaciones, demostrando que la existencia del planeta de Miller es bastante posible.
Encontró una solución en la que el planeta existiría en las condiciones que se muestran en la película. Pero también discutió el problema de las fuerzas de marea, que supuestamente deberían destrozar el planeta. Su solución muestra que las fuerzas de marea son demasiado débiles para desgarrarla.
Incluso comprobó la presencia de olas gigantes en la superficie del planeta.
Consideraciones de Singh Kohli con ejemplos de ecuaciones aquí:
Así muestra Miller Thorne la ubicación del planeta en su libro:
Hay puntos en los que la órbita será inestable. Pero Thorne también encontró una órbita estable:
Las fuerzas de marea no rasgan el planeta, sino que lo deforman:
Si el planeta gira alrededor de la fuente de las fuerzas de marea, cambiarán constantemente su dirección, deformándolo de diferentes maneras en diferentes puntos de la órbita. En una posición, el planeta se aplanará de este a oeste y se estirará de norte a sur. En otro punto de la órbita, se contrae de norte a sur y se estira de este a oeste. Debido a que la gravedad de Gargantua es tan fuerte, la tensión interna cambiante y la fricción calentarán el planeta, haciéndolo muy caliente. Pero como vimos en la película, el planeta de Miller se ve muy diferente.
Por lo tanto, sería justo suponer que el planeta siempre está girado hacia Gargantúa por un lado. Y esto es natural para muchos cuerpos que giran alrededor de un objeto gravitante más fuerte. Por ejemplo, nuestra Luna, muchos satélites de Júpiter y Saturno siempre se vuelven hacia el planeta con un solo lado.
Thorn también hizo otro punto importante:
“Si miras el planeta de Miller desde el planeta Manna, puedes ver cómo gira alrededor de Gargantua con un período orbital de 1,7 horas, cubriendo casi mil millones de kilómetros en este tiempo. ¡Eso es aproximadamente la mitad de la velocidad de la luz! Debido a la dilatación del tiempo para la tripulación del Ranger, este período se reduce a una décima de segundo. ¡Es muy rápido! ¿Y no es mucho más rápido que la velocidad de la luz? No, porque en el marco de referencia del espacio en movimiento similar a un vórtice alrededor de Gargantua, el planeta se mueve más lentamente que la luz.
En mi modelo científico de la película, el planeta siempre gira hacia el agujero negro de un lado y gira a una velocidad vertiginosa. ¿Las fuerzas centrífugas no destrozarán el planeta debido a esta velocidad? No: ella es nuevamente salvada por el torbellino giratorio del espacio. El planeta no sentirá fuerzas centrífugas destructivas, ya que el espacio mismo gira con él a la misma velocidad.
6) ¿Cómo son posibles olas tan gigantescas en la superficie del planeta de Miller?
A esta pregunta, Thorne responde de la siguiente manera:
“Hice los cálculos físicos necesarios y encontré dos posibles interpretaciones científicas.
Ambas soluciones requieren que la posición del eje de rotación del planeta sea inestable. El planeta debería tambalearse en algún rango, como se muestra en la imagen. Esto sucede bajo la influencia de la gravedad de Gargantua.
Cuando calculé el período de esta oscilación, obtuve un valor de aproximadamente una hora. Y esto coincidió con el momento que eligió Chris, ¡antes de eso, aún no conocía mi interpretación científica!
Mi segundo modelo es el tsunami. Las fuerzas de marea de Gargantúa pueden deformar la corteza del planeta de Miller, con el mismo período (1 hora). Estas deformaciones pueden crear terremotos muy fuertes. Pueden generar tsunamis que son mucho más grandes que cualquiera que se haya visto en la Tierra".
7) ¿Cómo son posibles las increíbles maniobras de Endurance y Ranger en órbita alrededor de Gargantúa?
1) El Endurance se mueve en una órbita de estacionamiento con un radio igual a 10 del radio de Gargantua, y la tripulación que se dirige a Miller Point se mueve a una velocidad de C/3. El planeta de Miller se mueve al 55% de C.
2) El guardabosques debe desacelerar desde C/3 para bajar la órbita y acercarse a Miller Point. Disminuye la velocidad a c/4 y llega a las inmediaciones del planeta (por supuesto, debe seguir un cálculo estricto aquí para acertar. Pero esto no es un problema para la computadora)
Thorne describe el mecanismo para un cambio tan significativo en la velocidad:
“Las estrellas y los pequeños agujeros negros giran alrededor de agujeros negros gigantes como Gargantúa. Son ellos quienes pueden crear las fuerzas definitorias que desviarán al Ranger de su órbita circular y lo enviarán a Gargantúa. La NASA utiliza a menudo una maniobra de gravedad similar en el sistema solar, aunque utiliza la gravedad de los planetas, no el agujero negro. Los detalles de esta maniobra no se revelan en Interstellar, pero la maniobra en sí se menciona cuando hablan de usar una estrella de neutrones para reducir la velocidad.
Thorne muestra la estrella de neutrones en la figura:
El encuentro con una estrella de neutrones te permite cambiar la velocidad:
“Tal aproximación puede ser muy peligrosa; El guardabosques debe acercarse lo suficiente a la estrella de neutrones (o pequeño agujero negro) para sentir la fuerte gravedad. Si una estrella que se desacelera o un agujero negro con un radio menor de 10,000 km, las fuerzas de marea destrozarán a las personas y al Ranger. Por lo tanto, una estrella de neutrones debe tener al menos 10.000 km de tamaño.
Discutí este problema con Nolan durante la producción del guión, sugiriendo una elección entre un agujero negro o una estrella de neutrones. Nolan eligió una estrella de neutrones. ¿Por qué? Porque no quería confundir a los espectadores con dos agujeros negros".
“Los agujeros negros, llamados IMBH (agujeros negros de masa intermedia), son diez mil veces más pequeños que Gargantúa, pero mil veces más pesados que los agujeros negros ordinarios. Cooper necesita un desviador así. Se cree que algunos IMBH se forman en cúmulos globulares, y algunos se encuentran en los núcleos de las galaxias, donde también se encuentran agujeros negros gigantes. El ejemplo más cercano es la Nebulosa de Andrómeda, la galaxia más cercana a nosotros. En el núcleo de Andrómeda hay un agujero similar a Gargantua, de unos 100 millones de masas solares. Cuando el IMBH pasa por cualquier región con una población estelar densa, el efecto de la "fricción dinámica" ralentiza la velocidad del IMBH y cae más y más bajo, acercándose cada vez más al agujero negro gigante. Como resultado, el IMBH termina muy cerca del agujero negro supermasivo. Por lo tanto, la naturaleza bien podría proporcionarle a Cooper tal fuente de desviación gravitacional.
Vea la aplicación real de la "honda gravitatoria" en el ejemplo de la nave espacial interplanetaria; por ejemplo, lea la historia de los Voyagers.
