Estrella oscura (mecánica newtoniana) - Dark star (Newtonian mechanics)

Este artículo trata sobre los objetos astronómicos descritos por la mecánica newtoniana. Para el concepto moderno basado en la materia oscura, vea estrella oscura (materia oscura) . Para el concepto moderno basado en la energía oscura, vea estrella de energía oscura .

Una estrella oscura es un objeto teórico compatible con la mecánica newtoniana que, debido a su gran masa, tiene una velocidad de escape superficial igual o superior a 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 , oscureciéndola, 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 estrellas oscuras

Durante 1783, el geólogo John Michell escribió una carta a Henry Cavendish describiendo las propiedades esperadas de las estrellas oscuras, publicada por The Royal Society en su volumen de 1784. Michell calculó que cuando la velocidad de escape en la superficie de una estrella fuera 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 superara al del Sol en la proporción de 500 a 1, un cuerpo que cayera desde una altura infinita hacia él habría adquirido en su superficie una velocidad mayor que la del Sol. luz, y en consecuencia, suponiendo que la luz sea atraída por la misma fuerza en proporción a sus vis inercias, con otros cuerpos, toda la luz emitida por tal cuerpo volvería hacia él por su propia gravedad. Esto supone que la gravedad influye en la luz de la misma manera que los objetos masivos.

La idea de Michell para calcular el número de tales 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 contengan al menos una estrella "oscura", podríamos buscar y catalogar tantos sistemas de estrellas dobles como sea posible e identifique casos en los que solo sea visible una estrella en círculo. Esto proporcionaría 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 futuros astrónomos podrían identificar la gravedad superficial de una estrella distante al ver qué tan lejos se desplazó la luz de la estrella hacia el extremo más débil del espectro, un precursor del argumento de cambio de gravedad de Einstein de 1911. Sin embargo, Michell citó a Newton diciendo que la luz azul era menos energética que la roja (Newton pensó que las partículas más masivas estaban asociadas con longitudes de onda más grandes), por lo que los cambios espectrales predichos de Michell estaban en la dirección incorrecta. Es difícil decir si la cuidadosa citación 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 solo una minuciosidad académica.

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 se llegó a pensar en la luz como una onda sin masa y, por lo tanto, no influida por la gravedad y, como grupo, los físicos abandonaron la idea, aunque el físico alemán El matemático y astrónomo Johann Georg von Soldner continuó con la teoría corpuscular de la luz de Newton hasta 1804.

Comparaciones con agujeros negros

Radiación indirecta
Las estrellas oscuras y agujeros negros ambos tienen una velocidad de escape superficie igual o mayor que 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 afuera 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 acelerarse sin que se produzcan daños en la superficie. estrella a través de tales interacciones. Una estrella oscura, por lo tanto, tiene una atmósfera enrarecida de "partículas visitantes", y este halo fantasmal de materia y luz puede irradiar, aunque débilmente. Además, como las velocidades más rápidas que la luz son posibles en la mecánica newtoniana, es posible que las partículas escapen.
Efectos de la radiación
Una estrella oscura puede emitir radiación indirecta como se describe arriba. Los agujeros negros descritos por las teorías actuales sobre la 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; Generalmente se piensa que la radiación de Hawking, según el teorema sin pelo , 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 flexión 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 puede explicarse 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 contribuir a la deflexión total.

Ver también

Referencias