Cronología de la física de los agujeros negros

Cronología de la física de los agujeros negros

• 1640 — Ismaël Bullialdus propone una ley de fuerza gravitacional del cuadrado inverso
• 1676 — Ole Rømer demuestra que la luz tiene una velocidad finita
• 1684 — Isaac Newton escribe su ley del cuadrado inverso de la gravitación universal
• 1758 - Rudjer Josip Boscovich desarrolla su teoría de las fuerzas, según la cual la gravedad puede ser repulsiva en distancias pequeñas. Por lo tanto, según él, pueden existir cuerpos clásicos extraños, como agujeros blancos , que no permitan que otros cuerpos alcancen sus superficies.
• 1784 — John Michell analiza los cuerpos clásicos que tienen velocidades de escape mayores que la velocidad de la luz.
• 1795 — Pierre Laplace analiza los cuerpos clásicos que tienen velocidades de escape mayores que la velocidad de la luz.
• 1798 — Henry Cavendish mide la constante gravitacional G
• 1876 ​​— William Kingdon Clifford sugiere que el movimiento de la materia puede deberse a cambios en la geometría del espacio.

• 1909 — Albert Einstein , junto con Marcel Grossmann , comienza a desarrollar una teoría que vincularía _el tensor métrico gik , que define una geometría espacial , con una fuente de gravedad, es decir con la masa .
• 1910: Hans Reissner y Gunnar Nordström definen la singularidad de Reissner-Nordström . Hermann Weyl resuelve un caso especial para una fuente de cuerpo puntual.
• 1915 — Albert Einstein presenta ( David Hilbert presentó esto de forma independiente cinco días antes en Gotinga) las ecuaciones de campo completas de Einstein en la reunión de la Academia Prusiana en Berlín el 25 de noviembre de 1915 ^[1]
• 1916: Karl Schwarzschild resuelve las ecuaciones de campo de vacío de Einstein para sistemas no rotatorios, esféricos y sin carga .
• 1917 — Paul Ehrenfest le da al espacio tridimensional el principio condicional
• 1918 — Hans Reissner y Gunnar Nordström resuelven las ecuaciones de campo de Einstein-Maxwell para sistemas no rotatorios, esféricos y simétricos cargados
• 1918: Friedrich Kottler obtiene la solución de Schwarzschild sin las ecuaciones de campo de vacío de Einstein.
• 1923 — George David Birkhoff demuestra que la geometría del espacio-tiempo de Schwarzschild es la única solución esféricamente simétrica de las ecuaciones del campo de vacío de Einstein.
• 1931 — Subrahmanyan Chandrasekhar calcula, utilizando la relatividad especial, que un cuerpo no giratorio de materia degenerada en electrones por encima de una cierta masa límite (1,4 masas solares) no tiene soluciones estables.
• 1939: Robert Oppenheimer y Hartland Snyder calculan el colapso gravitacional de una esfera de fluido homogéneo sin presión en un agujero negro.
• 1958 — David Finkelstein teoriza que el radio de Schwarzschild es una barrera de causalidad: un horizonte de eventos de un agujero negro

• 1963 — Roy Kerr resuelve las ecuaciones de campo de vacío de Einstein para sistemas rotatorios simétricos sin carga, derivando la métrica de Kerr para un agujero negro rotatorio.
• 1963 — Maarten Schmidt descubre y analiza el primer cuásar , 3C 273 , como un núcleo galáctico activo altamente desplazado al rojo , a mil millones de años luz de distancia.
• 1964 — Roger Penrose demuestra que una estrella en implosión producirá necesariamente una singularidad una vez que haya formado un horizonte de sucesos.
• 1964 — Yakov Zel'dovich e independientemente Edwin Salpeter proponen que los discos de acreción alrededor de los agujeros negros supermasivos son responsables de las enormes cantidades de energía irradiadas por los cuásares ^[1]
• 1964 — Hong-Yee Chiu acuña la palabra cuásar para designar una "fuente de radio cuasi estelar" en su artículo en Physics Today
• 1964: el primer uso registrado del término "agujero negro", por la periodista Ann Ewing
• 1965 — Ezra T. Newman , E. Couch, K. Chinnapared, A. Exton, A. Prakash y Robert Torrence resuelven las ecuaciones de campo de Einstein-Maxwell para sistemas rotatorios cargados.
• 1966 — Yakov Zel'dovich e Igor Novikov proponen buscar candidatos a agujeros negros entre sistemas binarios en los que una estrella es ópticamente brillante y oscura en rayos X y la otra es ópticamente oscura pero brillante en rayos X (el candidato a agujero negro) ^[1]
• 1967 — Jocelyn Bell descubre y analiza el primer púlsar de radio , evidencia directa de una estrella de neutrones ^[2]
• 1967 — Werner Israel presenta la prueba del teorema de la ausencia de pelo en el King's College de Londres
• 1967 — John Wheeler introduce el término "agujero negro" en su conferencia ante la Asociación Estadounidense para el Avance de la Ciencia ^[1]
• 1968: Brandon Carter utiliza la teoría de Hamilton-Jacobi para derivar ecuaciones de movimiento de primer orden para una partícula cargada que se mueve en los campos externos de un agujero negro de Kerr-Newman.
• 1969 — Roger Penrose analiza el proceso de Penrose para la extracción de la energía de espín de un agujero negro de Kerr.
• 1969 — Roger Penrose propone la hipótesis de la censura cósmica

• 1972: identificación de Cygnus X-1 /HDE 226868 a partir de observaciones dinámicas como el primer sistema binario con un candidato a agujero negro estelar
• 1972: Stephen Hawking demuestra que el área del horizonte de sucesos de un agujero negro clásico no puede disminuir.
• 1972 — James Bardeen , Brandon Carter y Stephen Hawking proponen cuatro leyes de la mecánica de los agujeros negros en analogía con las leyes de la termodinámica.
• 1972 — Jacob Bekenstein sugiere que los agujeros negros tienen una entropía proporcional a su área de superficie debido a efectos de pérdida de información.
• 1974: Stephen Hawking aplica la teoría cuántica de campos a los espacio-tiempos de los agujeros negros y demuestra que estos irradian partículas con un espectro de cuerpo negro que puede provocar la evaporación de los agujeros negros.
• 1975 — James Bardeen y Jacobus Petterson demuestran que el remolino de espacio-tiempo alrededor de un agujero negro giratorio puede actuar como un giroscopio que estabiliza la orientación del disco de acreción y los chorros ^[1]
• 1989 — Identificación del microcuásar V404 Cygni como candidato a sistema binario de agujero negro
• 1994 — Charles Townes y sus colegas observan gas neón ionizado girando alrededor del centro de nuestra galaxia a velocidades tan altas que la posible masa de un agujero negro en el centro debe ser aproximadamente igual a la de 3 millones de soles ^[3].

• 2002 — Los astrónomos del Instituto Max Planck de Física Extraterrestre presentan evidencia de la hipótesis de que Sagitario A* es un agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia Vía Láctea.
• 2002 — Los físicos de la Universidad Estatal de Ohio publican la teoría de bola de pelusa , que es una descripción cuántica de los agujeros negros que postula que son objetos extendidos compuestos de cuerdas y no tienen singularidades .
• 2002: el Observatorio de rayos X Chandra de la NASA identifica un sistema de agujeros negros dobles en las galaxias en fusión NGC 6240
• 2004 — Observaciones posteriores realizadas por un equipo de la UCLA presentan evidencia aún más sólida que respalda a Sagitario A* como un agujero negro .
• 2006: El Event Horizon Telescope comienza a capturar datos
• 2012 — Primera evidencia visual de agujeros negros: el equipo de Suvi Gezari en la Universidad Johns Hopkins , utilizando el telescopio hawaiano Pan-STARRS 1 , publica imágenes de un agujero negro supermasivo a 2,7 millones de años luz de distancia que se traga una gigante roja ^[4]
• 2015 — La Colaboración Científica LIGO detecta las formas de onda gravitacionales distintivas de un agujero negro binario que se fusiona en un agujero negro final , lo que produce los parámetros básicos (por ejemplo, distancia, masa y giro) de los tres agujeros negros giratorios involucrados.
• 2019: la colaboración Event Horizon Telescope publica la primera fotografía directa de un agujero negro, el supermasivo M87* en el núcleo de la galaxia Messier 87

• Cronología de la física gravitacional y la relatividad
• Radio de Schwarzschild