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1 Poster Print Size: This poster template is set up for A0 international paper size of 1189 mm x 841 mm (46.8” high by 33.1” wide). It can be printed at 70.6% for an A1 poster of 841 mm x 594 mm. Placeholders: The various elements included in this poster are ones we often see in medical, research, and scientific posters. Feel free to edit, move, add, and delete items, or change the layout to suit your needs. Always check with your conference organizer for specific requirements. Image Quality: You can place digital photos or logo art in your poster file by selecting the Insert, Picture command, or by using standard copy & paste. For best results, all graphic elements should be at least 150-200 pixels per inch in their final printed size. For instance, a 1600 x 1200 pixel photo will usually look fine up to 8“- 10” wide on your printed poster. To preview the print quality of images, select a magnification of 100% when previewing your poster. This will give you a good idea of what it will look like in print. If you are laying out a large poster and using half-scale dimensions, be sure to preview your graphics at 200% to see them at their final printed size. Please note that graphics from websites (such as the logo on your hospital's or university's home page) will only be 72dpi and not suitable for printing. [This sidebar area does not print.] Change Color Theme: This template is designed to use the built-in color themes in the newer versions of PowerPoint. To change the color theme, select the Design tab, then select the Colors drop-down list. The default color theme for this template is “Office”, so you can always return to that after trying some of the alternatives. Printing Your Poster: Once your poster file is ready, visit www.genigraphics.com to order a high-quality, affordable poster print. Every order receives a free design review and we can delivery as fast as next business day within the US and Canada. Genigraphics® has been producing output from PowerPoint® longer than anyone in the industry; dating back to when we helped Microsoft® design the PowerPoint software. US and Canada: 1-800-790-4001 International: +(1) 913-441-1410 Email: info@genigraphics.com [This sidebar area does not print.] Agujeros Negros Juan Manuel Aldana Triana G01N01 Universidad Nacional de Colombia, Fundamentos de física moderna Juan Manuel Aldana Triana Universidad Nacional de Colombia – Fundamentos de física moderna Email: jmaldanat@unal.edu.co Website: https://fisicamoderna2016.wikispaces.com/ Phone: +573213738564 Contacto 1.http://es.slideshare.net/nuricp/los-agujeros-negros-mcg-y-asg 2. http://danielmarin.naukas.com/files/2014/06/hs-2014-27-a-large_web.jpg 3. http://www.neoscientia.com/abstract-cientifico-ejemplos/ 4. http://www.todoelsistemasolar.com.ar/agujeronegro.htm 5.http://www.astromia.com/astronomia/negroagujero.htm Referencias Con la motivación de haber investigado grandes científicos en su descubrimiento de fenómenos físicos en la era moderna, se quiere realizar una investigación sobre los fenómenos físicos fuera de nuestro planeta y hablar de nuestro universo, más específicamente sobre los agujeros negros. En este poster se busca conocer que sabemos hasta ahora de los agujeros negros, que científicos se dedicaron al estudio de estos, y conocer curiosidades acerca de estos astros tan misteriosos y llamativos. Abstract Introducción John Michell (1783): Calculó que un cuerpo con un radio 500 veces el del Sol y la misma densidad tendría, en su superficie, una velocidad de escape igual a la de la luz y sería invisible. Pierre-Simon Laplace (1796): Explicó en las dos primeras ediciones de su libro Exposition du Systeme du Monde la misma idea de Michell aunque, al ganar terreno la idea de que la luz era una onda sin masa, en el siglo XIX fue descartada en ediciones posteriores. Karl Schwarzschild (1915): Encontró una solucin a las ecuaciones de Einstein, donde un cuerpo pesado absorbería la luz. Se sabe ahora que el radio de Schwarzschild es el radio del horizonte de sucesos de un agujero negro que no gira, pero esto no era bien entendido en aquel entonces. Subrahmanyan Chandrasekhar (1930): Demostró que un cuerpo con una masa crítica, (ahora conocida como límite de Chandrasekhar) y que no emitiese radiación, colapsaría por su propia gravedad porque no había nada que se conociera que pudiera frenarla (para dicha masa la fuerza de atracción gravitatoria sería mayor que la proporcionada por el principio de exclusión de Pauli). Robert Oppenheimer (1939): Predijo que una estrella masiva podría sufrir un colapso gravitatorio y, por tanto, los agujeros negros podrían ser formados en la naturaleza. Stephen Hawking y Roger Penrose (1967): Probaron que los agujeros negros son soluciones a las ecuaciones de Einstein y que en determinados casos no se podía impedir que se crease un agujero negro a partir de un colapso. Descubrimiento Pueden formarse durante el transcurso de la evolución estelar. Cuando el combustible nuclear se agota en el núcleo de una estrella (Que sea casi 3 veces más grande que nuestros sol), la presión asociada con el calor que produce ya no es suficiente para impedir la contracción del núcleo debida a su propia gravedad. En esta fase de contracción adquieren importancia dos nuevos tipos de presión. A densidades mayores de un millón de veces la del agua, aparece una presión debida a la alta densidad de electrones, que detiene la contracción en una enana blanca. Esto sucede para núcleos con masa inferior a 1,4 masas solares. Si la masa del núcleo es mayor que esta cantidad, esa presión es incapaz de detener la contracción, que continúa hasta alcanzar una densidad de mil billones de veces la del agua. Entonces, otro nuevo tipo de presión debida a la alta densidad de neutrones detendría la contracción en una estrella de neutrones. Sin embargo, si la masa del núcleo sobrepasa las 2,7 masas solares, ninguno de estos dos tipos de presión es suficiente para evitar que se hunda hacia un agujero negro. Una vez que un cuerpo se ha contraído dentro de su radio de Schwartschild, teóricamente se hundirá o colapsará en una singularidad, esto es, en un objeto sin dimensiones, de densidad infinita. Formación Estelares: Formados por el colapso de estrellas con más de 20 masas solares. Súper Masivos: Se componen de miles de millones de masas solares. Esta masa la han alcanzado por la cantidad de estrellas y materia que los rodea. Agujero Negro miniatura: Se cree que fueron formados en el universo temprano cuando su densidad era mucho mas grande, poco después del Big Bang. Tipos de Agujeros negros Los agujeros negros son cuerpos celestes con un campo gravitatorio tan fuerte que ni siquiera la radiación electromagnética (La luz) puede escapar de su proximidad cayendo inexorablemente en el agujero. El cuerpo está rodeado por una frontera esférica, llamada "horizonte de sucesos", a través de la cual la luz puede entrar, pero no puede salir, por lo que parece ser completamente negro. Se llama Horizonte de sucesos ya que el único suceso que puede ocurrir una vez pasada la frontera es el de seguir cayendo en el agujero, ya que no hay velocidad posible suficientemente grande como para escapar de la atracción gravitatoria, ni siquiera a la velocidad de la luz se puede escapar (Aproximadamente 300.000 kilómetros por segundo) Un campo de estas características puede corresponder a un cuerpo de alta densidad con una masa relativamente pequeña, como la del Sol o inferior, que está condensada en un volumen mucho menor, o a un cuerpo de baja densidad con una masa muy grande, como una colección de millones de estrellas en el centro de una galaxia. Figure 1. Label in 24pt Calibri.Figure 2. Label in 24pt Calibri.