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Negro Round

de Chandrasekhar, pero el problema de la comprensión de lo que le pasaría a una estrella como, de acuerdo con la relatividad general , se resolvió por primera vez por un joven estadounidense, Robert Oppenheimer, en 1939. Su resultado, sin embargo, sugirió que no habría consequenceweight observacional hizo, de hecho, la caída a diferente velocidad. Se dice que Galileo demostró que la creencia de Aristóteles era falsa dejando caer un peso de la torre inclinada de Pisa.

La historia es casi seguro falsa, pero Galileo hizo algo equivalente: hizo rodar bolas ofs que podrían ser detectados por los telescopios de la época. Luego de la Segunda Guerra Mundial intervino y el propio Oppenheimer se convirtió estrechamente involucrado en el proyecto de la bomba atómica. Después de la guerra el problema del colapso gravitacional fue olvidado en gran medida como la mayoría de los científicos quedaron atrapados en lo que sucede en la escala del átomo y su núcleo.

En la década de 1960, sin embargo, el interés por los problemas a gran escala de la astronomía y la cosmología fue revivido por un gran aumento en el número y la variedad de observaciones astronómicas provocados por la aplicación de la tecnología moderna. Entonces el trabajo de Oppenheimer fue redescubierto y ampliado por un número de personas. La imagen que tenemos ahora del trabajo de Oppenheimer es el siguiente. El campo gravitatorio de la estrella cambia las trayectorias de los rayos de luz en el espacio-tiempo de lo que hubiera sido si la estrella no estuvo presente.

Los conos de luz, que indican los caminos seguidos en el espacio y el peso de tiempo hicieron, de hecho, la caída a diferente velocidad. Se dice que Galileo demostró que la creencia de Aristóteles era falsa dejando caer un peso de la torre inclinada de Pisa. La historia es casi seguro falsa, pero Galileo hizo algo equivalente: hizo rodar bolas ofby destellos de luz emitida por sus consejos, se doblan ligeramente hacia el interior cerca de la superficie de la estrella. Esto se puede ver en la curvatura de la luz de las estrellas distantes observadas durante un eclipse de sol.

Como la estrella se contrae, el campo gravitatorio en su superficie se hace más fuerte y los conos de luz se doble hacia adentro más. Esto hace que sea más difícil para la luz de la estrella se escape, y la luz aparece más tenue y más rojo que un observador a distancia. Finalmente, cuando la estrella se ha reducido a un cierto radio crítico, el campo gravitatorio en la superf

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