III Simposio de Postgrado 2025: Ingeniería, ciencia e innovación

Módulo Astronomía y Física 01 38 *E-mail: nzamora@ing.uchile.cl ¹ Departamento de Física, Universidad de Chile N. Zamorano ¹* M. Ramos Agujeros negros de tipo Kerr-Vaidya Resumen La primera solución exacta de las ecuaciones de Einstein fue descubierta por K. Schwarzschild en 1916. Sólo 50 años más tarde se entendió que esta solución albergaba dos regiones del espacio-tiempo con características diferentes: una exterior, asintóticamente plana y que se extiende hasta el infinito, con simetría esférica y otra región, rodeada por la anterior, que identificamos con un agujero negro, cuya frontera con la región externa se denomina el Horizonte de Eventos (HE). Se define habitualmente a esta región como aquella de la cual ni una par- tícula con masa ni la luz pueden escapar. Una solución correspondiente a un AN en rotación fue encontrada en 1963 por R. P, Kerr, la llamada solución de Kerr. Ambas representan un espacio vacío de materia “rodeando” el AN. Ambas solu- ciones son tiempo-independientes. Para ubicar el HE, debemos resolver el problema en forma global, dicho de otra forma, debemos conocer el comportamiento “lejano” (asintótico) del espacio y tiempo. Esta es una dificultad seria: para saber si una partícula no escapará de una región debemos esperar hasta “el fin del tiempo” para asegurar con certeza que permanecerá dentro de esta región. En los casos anteriores el HE puede identificarse de manera local (sin esperar “hasta el fin del tiempo”), pero en ge- neral, en situaciones dinámicas, tal como se esperaría en situaciones astrofísicas, esto no es así. [1] Los fenómenos astrofísicos observables se relacionan, por ejemplo, con colisio- nes de AN o el colapso de una estrella para formar un AN, estos son fenómenos dinámicos y tiempo dependientes. El HE pierde entonces su relevancia como concepto útil y no puede ser determinado por un observador “mortal”. Es de interés entonces estudiar AN en situaciones dinámicas. En nuestro caso estudiamos un AN que está rotando, pero este objeto es más complejo que el descrito por la solución de Kerr. En el espacio sumamos un campo de radia- ción cayendo sobre este objeto. Técnicamente esta radiación se denomina fluido nulo, puesto que al igual que la luz se propaga con dicha velocidad y carece de masa. Esta solución se reduce a la de Kerr cuando un parámetro presente en la solución es puesto igual a 0. Este tipo de generalizaciones de la solución de Kerr es lo que llamamos soluciones o AN de tipo Kerr-Vaidya. La solución descrita fue construida usando el mismo procedimiento usado por Vaidya [2] . Exploramos caracterizaciones alternativas (al HE) de su frontera y posibles aplicaciones. __Referencias [1] B. Krishnan (2014). En: Springer Handbook of Spacetime. Springer, Berlin, Heidelberg (2014). [2] P. C. Vaidya, L. K. Patel. Physical Review D, 7(12):3590–3593, (1973).