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La imagen de un agujero negro, trazada rayo a rayo por el espacio-tiempo curvo: la sombra oscura, el fino anillo de fotones a su alrededor y un disco de gas brillante curvado por encima. Elige la masa, el espín y el ángulo de vista, y abre Imágenes del EHT para poner las imágenes reales de M87* y Sgr A* del Event Horizon Telescope junto al modelo, a la misma escala.
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Glosario
- Agujero negro
- Una región donde la gravedad es tan fuerte que nada, ni siquiera la luz, vuelve a salir. Su frontera es el horizonte de sucesos.
- Por qué importa Todas las imágenes de aquí son de la luz a su alrededor: el agujero no da ninguna.
- GM/c²
- La longitud natural de un agujero negro de masa M: 1,5 km para la masa del Sol, 64 UA para M87*. Todas las distancias del modelo se miden en ella, así que una imagen sirve para cualquier masa.
- Horizonte de sucesos
- La superficie sin retorno, en r₊ = (1 + √(1 − a²)) GM/c²: 2 GM/c² (el radio de Schwarzschild) sin espín, hasta 1 GM/c² con el espín máximo.
- Espín a
- Lo rápido que gira el agujero, de 0 a casi 1. Un agujero que gira arrastra el espacio consigo, así que las órbitas y la luz de un lado difieren de las del otro.
- Por qué importa El EHT y las simulaciones prefieren un espín alto para M87*, cerca de 0,9.
- Sombra
- La mancha oscura donde la luz llegaría desde la dirección del agujero pero no puede: los rayos que apuntan ahí caen. Sin espín mide 2√27 ≈ 10,4 GM/c² de lado a lado, 2,6 veces el horizonte.
- Por qué importa Su tamaño depende casi solo de la masa entre la distancia, así que pesa al agujero.
- Anillo de fotones
- Luz que dio una o más vueltas al agujero antes de llegarte, amontonada en un anillo fino en el borde de la sombra. La capa Anillo de fotones ilumina la luz del disco que cruzó su plano antes de llegar.
- Esfera de fotones
- Donde la luz puede orbitar, de forma inestable: 3 GM/c² sin espín. Los rayos que la rozan pueden dar muchas vueltas; vista de lejos su borde es el de la sombra, a √27 GM/c² del centro.
- Órbita circular estable más interna (ISCO)
- La órbita circular más cercana que se mantiene: 6 GM/c² sin espín, 1 GM/c² con el máximo. El gas que pasa de ahí cae, así que el disco acaba ahí.
- Por qué importa Lo hondo que llega el disco fija cuánta energía puede soltar: el 6% de su masa sin espín, hasta el 32% girando rápido.
- Disco de acreción
- Gas que orbita el agujero en un disco fino y plano, calentado por su propia fricción mientras cae en espiral. El modelo usa el disco de Novikov y Thorne, con la fórmula de Page y Thorne para la luz de cada anillo.
- Realce Doppler
- El gas que viene hacia ti se ve más brillante y más azul; el que se aleja, más tenue y más rojo. A un tercio de la velocidad de la luz la diferencia es de más de diez veces.
- Corrimiento al rojo gravitatorio
- La luz que sale de un pozo profundo pierde energía. Junto con el realce fija g, la razón entre la energía de la luz aquí y en el gas; el brillo va como g⁴.
- Lente gravitatoria
- La gravedad curvando la luz. Cerca del agujero la curva tanto que el lado de atrás del disco se ve por encima de la sombra, y el cielo de detrás se estira en anillos: la capa Cuadrícula del cielo lo muestra.
- Ángulo de vista
- El ángulo entre tu línea de visión y el eje de giro: a 0° miras el disco desde arriba, a 90° de canto. El chorro de M87* apunta a unos 17° de nosotros.
- Microsegundo de arco (µas)
- Una millonésima de segundo de arco: lo que mide una rosquilla en la Luna vista desde la Tierra. El anillo de M87* mide 42 µas.
- Por qué importa Verlo exigió telescopios repartidos por la Tierra trabajando como una sola antena del tamaño del planeta.
- θg
- GM/c² visto desde la Tierra: GM/(c²D) como ángulo. El anillo mide unos 11 θg; los artículos dan 3,8 µas para M87* y 4,8 µas para Sgr A*.
- Event Horizon Telescope (EHT)
- Radiotelescopios de varios continentes que observan juntos a 1,3 mm, combinados por interferometría de muy larga base. Su resolución es de unos 20 µas.
- Por qué importa Su campaña de 2017 dio las primeras imágenes de la sombra de un agujero negro: M87* (publicada en 2019) y Sgr A* (2022).
- Resolución (haz)
- El detalle más pequeño que ve la red, unos 20 µas: las imágenes quedan difuminadas por una mancha de ese tamaño. El círculo en la esquina de cada imagen la muestra.
- Diámetro del anillo
- El tamaño del anillo de emisión, medido con el radio más brillante alrededor de un centro elegido para que sea igual en todas las direcciones (el método REX del EHT). Difuminar lo mete un poco hacia dentro.
- Temperatura de Hawking
- La teoría cuántica da a todo agujero negro un brillo tenue a T = ħc³/(8πGMk_B): 6 × 10⁻⁸ K para una masa solar, menos para los más pesados, cero con el espín máximo.
- Por qué importa La de M87* es de unos 10⁻¹⁷ K, muy por debajo de los 2,7 K del fondo cósmico: absorbe más de lo que emite.
- Espacio-tiempo de Kerr
- La solución exacta de las ecuaciones de Einstein para un agujero negro que gira (Roy Kerr, 1963). La imagen traza la luz por él; sin espín es el de Schwarzschild.
- Trazado de rayos
- Seguir hacia atrás la luz de cada píxel, paso a paso por su camino curvo, hasta que cae, choca con el disco o llega al cielo. La vista web lo hace en la tarjeta gráfica; el visor lee las curvas de una tabla calculada antes.
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