Agujero negro de Reissner-Nordström

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Un agujero negro de Reissner-Nordstrøm es un agujero negro estático, con simetría esférica y con carga eléctrica, viene definido por dos parámetros: la masa M y la carga eléctrica Q. Su solución fue obtenida en 1918 por el matemático Hans Reißner y el físico teórico Gunnar Nordstrøm a las ecuaciones de campo de relatividad en torno a un objeto masivo eléctricamente cargado y carente de momento angular. Los agujeros de Reissner-Nordstrøm son un tipo de agujero negro de Kerr-Newman.

Descripción geométrica[editar]

El agujero negro de Reissner-Nordstrøm es una región isótropa que queda delimitada por dos horizontes de sucesos: uno externo llamado sin más horizonte de sucesos, y otro interno llamado horizonte de Cauchy. Dichos espacios forman una esfera perfecta, debido a la carencia de momento angular, en cuyo centro se encuentra una singularidad espaciotemporal simple, a diferencia del caso más general de un agujero negro de Kerr-Newman que puede presentar singularidades en forma de anillo.

La fórmula que determina la distancia de esta con respecto a los respectivos horizontes de sucesos depende únicamente de la masa y la carga del agujero, en unidades del sistema internacional:

(1)r = r_\pm = \frac{G}{c^2} \left(M \pm \sqrt{M^2-\frac{Q^2}{4\pi \epsilon_0 c^2}}\right)

Donde r es la distancia de cada horizonte de sucesos, M es la masa, Q es la carga eléctrica y el signo determina el horizonte de sucesos en cuestión, siendo el valor positivo  (r_+) para el horizonte externo y el negativo  (r_-) para el horizonte de Cauchy.

Relación el parámetro de carga Q y la masa M[editar]

Los valores que toman la carga eléctrica y la masa son muy importantes en la anatomía de un agujero negro de Reissner-Nordstrøm, debido a que es su relación la que determina el límite concreto entre sus horizontes de sucesos. Existen básicamente tres relaciones:

  • M > |Q/2c\sqrt{\pi\epsilon_0}| o, como es usual, |Q/2\sqrt{\pi\epsilon_0}c^2| < < M: se parece mucho al caso del agujero negro de Schwarzschild pero con dos horizontes de sucesos a una distancia razonable el uno del otro.
  • M = |Q/2c\sqrt{\pi\epsilon_0}|: para este caso los horizontes de sucesos se fusionan, formando un horizonte continuo que rodea a la singularidad.
  • M < |Q/2c\sqrt{\pi\epsilon_0}|: se supone que este caso no existe en la naturaleza, debido a que no es común que la carga eléctrica neta, dividida del factor del denominador, supere a la masa total de un cuerpo, pues con ello los horizontes se anulan dejando visible a la singularidad.

Además, existe la llamada hipótesis de la censura cósmica, propuesta por el matemático Roger Penrose en 1965, que no permite la existencia de singularidades desnudas en el universo.

Véase también[editar]