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Estrella oscura (mecánica newtoniana)

Una estrella oscura es un objeto teórico compatible con la mecánica newtoniana que, debido a su gran masa, tiene una velocidad de escape superficial que iguala o supera la velocidad de la luz . No está claro si la luz se ve afectada por la gravedad bajo la mecánica newtoniana, pero si se acelerara de la misma manera que los proyectiles, cualquier luz emitida en la superficie de una estrella oscura quedaría atrapada por la gravedad de la estrella , volviéndola oscura, de ahí el nombre. Las estrellas oscuras son análogas a los agujeros negros en la relatividad general .

Historia de la teoría de la estrella oscura

John Michell y las estrellas oscuras

En 1783, el geólogo John Michell escribió una carta a Henry Cavendish describiendo las propiedades esperadas de las estrellas oscuras, publicada por la Royal Society en su volumen de 1784. Michell calculó que cuando la velocidad de escape en la superficie de una estrella era igual o mayor que la velocidad de la luz, la luz generada quedaría atrapada gravitacionalmente de modo que la estrella no sería visible para un astrónomo distante.

Si el semidiámetro de una esfera de la misma densidad que el Sol fuera superior al del Sol en la proporción de 500 a 1, un cuerpo que cayera desde una altura infinita hacia ella habría adquirido en su superficie una velocidad mayor que la de la luz y, por consiguiente, suponiendo que la luz fuera atraída por la misma fuerza en proporción a su fuerza de inercia, como los demás cuerpos, toda la luz emitida por tal cuerpo sería obligada a volver hacia él por su propia gravedad. Esto supone que la gravedad influye sobre la luz de la misma manera que sobre los objetos masivos.

La idea de Michell para calcular el número de esas estrellas "invisibles" anticipó el trabajo de los astrónomos del siglo XX: sugirió que, dado que se podría esperar que una cierta proporción de sistemas de estrellas dobles contuviera al menos una estrella "oscura", podríamos buscar y catalogar tantos sistemas de estrellas dobles como fuera posible e identificar casos en los que sólo fuera visible una estrella orbitante. Esto proporcionaría entonces una base estadística para calcular la cantidad de otra materia estelar invisible que podría existir además de las estrellas visibles.

Estrellas oscuras y cambios gravitacionales

Michell también sugirió que los astrónomos del futuro podrían ser capaces de identificar la gravedad superficial de una estrella distante observando hasta qué punto la luz de la estrella se desplazaba hacia el extremo más débil del espectro, un precursor del argumento del desplazamiento de la gravedad de Einstein de 1911. Sin embargo, Michell citó a Newton diciendo que la luz azul era menos energética que la roja (Newton pensaba que las partículas más masivas estaban asociadas con longitudes de onda mayores), por lo que los desplazamientos espectrales predichos por Michell estaban en la dirección equivocada. Es difícil decir si la cuidadosa cita de Michell de la posición de Newton sobre esto puede haber reflejado una falta de convicción por parte de Michell sobre si Newton estaba en lo cierto o simplemente un rigor académico.

Teoría ondulatoria de la luz

En 1796, el matemático Pierre-Simon Laplace promovió la misma idea en la primera y segunda ediciones de su libro Exposition du système du Monde , independientemente de Michell.

Debido al desarrollo de la teoría ondulatoria de la luz, Laplace puede haberla eliminado de ediciones posteriores, ya que la luz pasó a ser considerada como una onda sin masa y, por lo tanto, no influenciada por la gravedad y como un grupo; los físicos abandonaron la idea, aunque el físico, matemático y astrónomo alemán Johann Georg von Soldner continuó con la teoría corpuscular de la luz de Newton hasta 1804.

Comparaciones con los agujeros negros

Radiación indirecta
Tanto las estrellas oscuras como los agujeros negros tienen una velocidad de escape superficial igual o mayor que la velocidad de la luz y un radio crítico de r  ≤ 2 M.
Sin embargo, la estrella oscura es capaz de emitir radiación indirecta : la luz y la materia dirigidas hacia el exterior pueden abandonar la superficie r = 2 M brevemente antes de ser recapturadas y, mientras están fuera de la superficie crítica, pueden interactuar con otra materia o ser aceleradas y liberadas de la estrella mediante tales interacciones. Por lo tanto, una estrella oscura tiene una atmósfera enrarecida de "partículas visitantes", y este halo fantasmal de materia y luz puede irradiar, aunque débilmente. Además, como en la mecánica newtoniana son posibles velocidades superiores a la de la luz , es posible que las partículas escapen.
Efectos de la radiación
Una estrella oscura puede emitir radiación indirecta como la descrita anteriormente. Los agujeros negros, tal como se describen en las teorías actuales sobre mecánica cuántica, emiten radiación a través de un proceso diferente, la radiación de Hawking , postulada por primera vez en 1975. La radiación emitida por una estrella oscura depende de su composición y estructura; la radiación de Hawking, según el teorema de ausencia de pelos , generalmente se considera que depende solo de la masa, la carga y el momento angular del agujero negro, aunque la paradoja de la información del agujero negro hace que esto sea controvertido.
Efectos de curvatura de la luz
Si la física newtoniana tiene una desviación gravitacional de la luz ( Newton , Cavendish , Soldner ), la relatividad general predice el doble de desviación en un haz de luz que roza el Sol. Esta diferencia se puede explicar por la contribución adicional de la curvatura del espacio bajo la teoría moderna: mientras que la gravitación newtoniana es análoga a los componentes espacio-temporales del tensor de curvatura de Riemann de la relatividad general , el tensor de curvatura solo contiene componentes puramente espaciales, y ambas formas de curvatura contribuyen a la desviación total.

Véase también

Referencias