Agujero Blanco

Agujero blanco es el término propuesto para definir una solución de las ecuaciones del campo gravitatorio de Einstein, cuya existencia se cree imposible, debido a las condiciones tan especiales que requiere.
Se trata de una región finita del espacio-tiempo, visible como objeto celeste con una densidad tal que deforma el espacio pero que, a diferencia del agujero negro, deja escapar materia y energía en lugar de absorberla. De hecho ningún objeto puede permanecer en el interior de dicha región durante un tiempo infinito. Por ello se define un agujero blanco como el reverso temporal de un agujero negro: el agujero negro absorbe a su interior a la materia en cambio el agujero blanco la expulsa.

Los más importantes avances en esta teoría son debidos a los trabajos independientes de los matemáticos Ígor Nóvikov y Yuval Ne'eman en la década de 1960, basados en la solución de Kruskal-Schwarzschild de las ecuaciones de la relatividad general.
El agujero negro de Schwarzschild es descrito como una singularidad en la cual una geodésica puede solo ingresar, tal tipo de agujero negro incluye dos tipos de horizonte: un horizonte "futuro" (es decir, una región de la cual no se puede salir una vez que se ha ingresado en ella, y en la cual el tiempo -con el espacio- son curvados hacia el futuro), y un horizonte "pasado", el horizonte pasado tiene por definición la de una región donde es imposible la estancia y de la cual sólo se puede salir; el horizonte pasado entonces ya correspondería a un agujero blanco
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Cuasares

Un cuásar es una fuente astronómica de energía electromagnética, que incluye radiofrecuencias y luz visible. Según la wikipedia

Ilustracion Grafica del cuasar GB1508

Los cuásares son fenómenos que surgen cuando un enorme agujero negro, situado en el núcleo de una galaxia, comienza a absorber toda la materia que encuentra en su cercanía. Cuando esto ocurre, por efecto de la enorme velocidad de rotación del disco de acreción formado, se produce una gigantesca cantidad de energía, liberada en forma de ondas de radio, luz, infrarrojo, ultravioleta, y rayos X, lo que convierte a los cuásares en los objetos más brillantes del universo conocido.

En un principio se supuso que los cuásares eran agujeros blancos aunque el avance del estudio de su formación y características ha descartado tal supuesto.

En telescopios ópticos, la mayoría de los cuásares aparecen como simples puntos de luz, aunque algunos parecen ser los centros de galaxias activas. La mayoría de los cuásares están demasiado lejos para ser vistos por telescopios pequeños, pero el 3C 273, con una magnitud aparente de 12,9 es una excepción. A una distancia de 2440 millones de años luz, es uno de los objetos más lejanos que se pueden observar directamente con un equipo amateur.

Algunos cuásares muestran cambios rápidos de luminosidad, lo que implica que son pequeños, ya que un objeto no puede cambiar más rápido que el tiempo que tarda la luz en viajar desde un extremo al otro. El corrimiento al rojo más alto conocido de un cuásar es de z=7.085.

Se cree que los cuásares están alimentados por la acreción de materia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de galaxias lejanas, convirtiéndolos en versiones muy luminosas de una clase general de objetos conocida como galaxias activas. No se conoce el mecanismo que parece explicar la emisión de la gran cantidad de energía y su variabilidad rápida. El conocimiento de los cuásares ha avanzado muy rápidamente, aunque no hay un consenso claro sobre sus orígenes.


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Magnitud aparente

La magnitud aparente (m) de un objeto celeste es un número que indica la medida de su brillo tal y como es visto por un observador desde la Tierra y la cantidad de luz (energía) que se recibe del objeto. Mientras que la cantidad de luz recibida depende realmente del ancho de la atmósfera, las magnitudes aparentes se normalizan a un valor que tendrían fuera de la atmósfera. Cuanto menor sea el número, más brillante aparece una estrella. El Sol, con magnitud aparente de −27, es el objeto más brillante en el cielo. Se ajusta al valor que tendría en ausencia de la atmósfera. Cuanto más brillante aparece un objeto, menor es su valor de magnitud (es decir, la relación inversa). Además, la escala de magnitudes es logarítmica: una diferencia de una magnitud corresponde a un cambio en el brillo de un factor alrededor de 2,512.

Generalmente, se utiliza el espectro visible (vmag) como base para la magnitud aparente. Sin embargo, se utilizan también otros espectros (por ejemplo, la banda J del infrarrojo cercano). En el espectro visible, Sirio es la estrella más brillante después del Sol. En la banda-J del infrarrojo cercano, Betelgeuse es la más brillante. La magnitud aparente de las estrellas se mide con un bolómetro.

La magnitud aparente puede medirse para determinadas bandas del espectro luminoso. En el caso del espectro visible, se denomina magnitud visual (${\displaystyle \scriptstyle {m_{V}}}$) y puede ser estimada por el ojo humano.