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Cómo se forman los agujeros de gusano astrofísicos y cómo podemos observarlos

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Introducción

Agujeros de gusano, agujero de gusano o agujeros de gusano (Engl.: Wormholes ) - esta estructura hipotética de espacio-tiempo con topología no trivial (ver nota 1.) Conectando una o dos áreas del universo, o dos universos diferentes (ver Figura 1 ..). Las entradas al agujero de gusano se llaman "bocas", y el área entre las "bocas" ( boca ) se llama "garganta" ( garganta ). La configuración más simple de un agujero de gusano es dos bocas conectadas por una garganta. También son posibles estructuras más complejas de grano de arena [1].





Nota del traductor 1: Una topología trivial es una topología que tiene el número mínimo posible de conjuntos abiertos, es decir conjunto vacío y todo el espacio. Si asumimos que hay dos universos diferentes con la topología de una esfera y conectados entre sí por un solo agujero de gusano, entonces ese espacio-tiempo tendrá la topología trivial de una esfera. Sin embargo, si dos partes diferentes del mismo universo están conectadas por un agujero de gusano, entonces ese espacio-tiempo ya tendrá una topología de toro no trivial. Si dos universos con una topología de esfera están conectados por dos o más agujeros de gusano, entonces el espacio-tiempo resultante también tendrá una topología no trivial. Un sistema de universos conectados por varios agujeros de gusano,también tendrá una topología no trivial.





Fig. 1: Si imaginamos nuestro espacio tridimensional como una superficie bidimensional, entonces un agujero de gusano se puede representar como una superficie cilíndrica que conecta dos regiones del mismo universo o dos universos diferentes. Las entradas al agujero de gusano se llaman bocas, están conectadas por la garganta.
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a \approx -\mu \frac{R}{A}\frac{1}{r^2},

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\Delta a = \mu R\left(\frac{1}{r_p}-\frac{1}{r_a}\right)\frac{1}{r^2}.

, ra > rp, :





\Delta a = \mu \frac{R}{r_p}\frac{1}{r^2}.

— S2, Sgr A*, M = 4 × 106 M. S2 14M, 15,9 1031,69 . 1,5 /2 4 × 10-4 /2. , , ( , Sgr A* ) S2 . , .





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\mu > \frac{1}{G}\frac{r'_p}{r_g} r^2_{avg} \frac{1}{f'^2 T'} \sigma_{\nu} \left (\frac{T'}{\tau}\right)^{1/2},

ravg — ( ), f0 = r'p/r'a, σv — . , T0 ∝ r'p3/2 ∝ r'p1/4.





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Fig. 8: Un objeto compacto con un disco de acreción geométricamente delgado y ópticamente grueso. La ilustración está tomada de [89].
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Figura 9: Evolución de la deformación, separación de un agujero negro y su velocidad relativa para el evento GW150914 a lo largo del tiempo. La ilustración está tomada de [15].
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2105.00881 (gr-qc) arXiv.org 3 2021 , 8 2021 . astro-ph . : « . , , , , , . , - ». , , .





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