Los aguj.eros negros

Capítulo 6 LOS AGUJ.EROS NEGROS

El término agujero negro fue acuñado en 1969 por John Wheeler como la descripción gráfica de una idea que se remonta hacia atrás un mínimo de doscientos años, a una época en que había dos teorías sobre la luz: una, preferida por Newton, que suponía que la luz estaba compuesta por partículas, y la otra que asumía que estaba formada por ondas. Debido a la dualidad onda/corpúsculo de la mecánica cuántica, la luz puede ser considerada como una onda y como una partícula.

John Michell escribió en 1783 que una estrella que fuera lo suficientemente masiva y compacta tendría un campo gravitatorio tan intenso que la luz no podría escapar. Una sugerencia similar fue realizada unos años después por Laplace en la primera edición de su El sistema del mundo. Con la teoría ondulatoria, que se imponía, no estaba claro si la luz sería afectada por la gravedad.

No es realmente consistente tratar la luz como las balas en la teoría de la gravedad de Newton, porque la velocidad de la luz es fija.

Recordemos el ciclo vital de una estrella. Una estrella se forma cuando una gran cantidad de gas, principalmente hidrógeno, comienza a colapsar sobre sí mismo debido a su atracción gravitatoria. Conforme se contrae, sus átomos comienzan a chocar. Con el tiempo el gas estará tan caliente que cuando los átomos de hidrógeno choquen ya no saldrán rebotados, sino que se fundirán formando helio. El calor resultante expandirá los átomos equilibrando la acción gravitatoria en un cierto tamaño, que permanecerá aproximadamente constante durante mucho tiempo. Finalmente la estrella consumirá todo su hidrógeno y los otros combustibles nucleares. Paradójicamente, cuanto más combustible posee una estrella al principio, más pronto se le acaba, pues mientras más caliente esté, más rápidamente utilizará su combustible. Nuestro Sol tiene probablemente suficiente combustible para otros cinco mil millones de años aproximadamente, pero estrellas más masivas pueden gastar todo su combustible en tan sólo cien millones de años. Cuando una estrella se queda sin combustible empieza a enfriarse y por lo tanto a contraerse. Lo que puede sucederle a partir de ese momento sólo empezó a entenderse al final de la década de 1920.

Subrahmanyan Chandrasekhar, en 1918 propuso que cuando la estrella se reduce en tamaño, las partículas materiales están muy cerca unas de otras, y así, de acuerdo con el principio de exclusión de Pauli, tienen que tener velocidades muy diferentes. Esto hace que se alejen unas de otras, lo que tiende a expandir a la estrella. Esta puede mantenerse con un radio constante, debido a un equilibrio entre la atracción de la gravedad y la repulsión que surge del principio de exclusión, de la misma manera que antes la gravedad era compensada por el calor.

Sin embargo, existe un límite a la repulsión que el principio de exclusión puede proporcionar. La teoría de la relatividad limita la diferencia máxima entre las velocidades de las partículas materiales de la estrella a la velocidad de la luz. Esto significa que cuando la estrella fuera suficientemente densa, la repulsión debida al principio de exclusión sería menor que la atracción de la gravedad. Chandrasekhar calculó que una estrella fría de más de aproximadamente una vez y media la masa del Sol no sería capaz de soportar su propia gravedad. (A esta masa se la conoce hoy en día como el límite de Chandrasekhar).

Si una estrella posee una masa menor que el límite de Chandrasekhar, puede finalmente cesar de contraerse y estabilizarse en un posible estado final, como una estrella enana blanca, con un radio de unos pocos miles de kilómetros y una densidad de decenas de toneladas por centímetro cúbico. Landau señaló que existía otro posible estado final para una estrella, también con una masa límite de una o dos veces la masa del Sol, pero mucho más pequeña incluso que una enana blanca. Estas estrellas se mantendrían gracias a la repulsión debida al principio de exclusión entre neutrones y protones, en vez de entre electrones. Se les llamó por eso estrellas de neutrones. Tendrían un radio de unos quince kilómetros, y una densidad de decenas de millones de toneladas por centímetro cúbico. En la época en que fueron predichas, no había forma de poder observarlas.

Estrellas con masas superiores al límite de Chandrasekhar tienen, por el contrario un gran problema cuando se les acabe el combustible. En algunos casos consiguen explotar, o se las arreglan para desprenderse de la suficiente materia como para reducir su peso por debajo del límite; pero es difícil pensar que esto ocurra siempre. Einstein y la mayoría de los científicos pensaron que simplemente era imposible que una estrella pudiera colapsarse y convertirse en un punto.

Hacia 1939 Einstein, en un trabajo relativamente olvidado a raíz de la segunda guerra nuclear, sugirió que el campo gravitatorio de la estrella cambia los caminos de los rayos de luz en el espacio-tiempo, respecto a los que hubieran sido si la estrella no hubiera estado presente. Los conos de luz se inclinan ligeramente hacia adentro cerca de la superficie de la estrella. Esto hace más difícil que la luz escape, y la luz se muestra más débil y más roja para un observador lejano. Finalmente, cuando la estrella se ha reducido hasta un radio crítico, el campo gravitatorio llega a ser tan intenso, que los conos de luz se inclinan tanto hacia adentro que la luz ya no puede escapar. Tampoco lo puede hacer ningún otro objeto. Por lo tanto, se tiene un conjunto de sucesos, una región del espacio-tiempo, desde donde no se puede escapar y alcanzar a un observador lejano. Esta región es lo que hoy en día llamamos un agujero negro. Su frontera se denomina el horizonte de sucesos y coincide con los caminos de los rayos luminosos que están justo a punto de escapar del agujero negro, pero no lo consiguen. Señales periódicas emitidas desde una estrella que estuviera a punto de alcanzar el radio crítico, serían detectadas por un observador lejano, con un intervalo cada vez mayor, a la par que la luz de la estrella llegaría cada vez más débil y más roja, hasta la señal emitida justo en el momento en que la estrella redujese su radio por debajo del crítico, que se haría esperar eternamente.

En 1965, Penrose y yo demostramos que de acuerdo con la relatividad general, debe haber una singularidad de densidad y curvatura del espacio-tiempo infinitas dentro de un agujero negro. Las leyes de la ciencia fallarían totalmente. Penrose propuso la hipótesis de la censura cósmica. Las singularidades están ocultas por medio de un horizonte de sucesos. Protege a los observadores de la crisis de predicción que ocurre en la singularidad.

Existen algunas soluciones de las ecuaciones de la relatividad general en las que le es posible a un observador ver una singularidad desnuda, pero evitar chocar con ella, y en vez de esto, caer en un agujero de gusano, para salir en otra región del universo. Estas soluciones son altamente inestables, como para que un observador no las perturbe. Por lo tanto para tal observador la singularidad estaría siempre en su futuro, y nunca en su pasado. La versión fuerte de la censura cósmica nos dice que las singularidades siempre estarían, bien enteramente en el futuro, como las singularidades de colapsos gravitatorios, o bien enteramente en el pasado, como el big bang.

El horizonte de sucesos actúa como una membrana unidireccional. Cualquier cosa o persona que cae a través del horizonte de sucesos pronto alcanzará la región de densidad infinita y el final del tiempo.

Se podría suponer que la evolución del agujero, dependerá de su estructura interna y los complicados movimientos de gases en su interior. Si los agujeros negros fueran tan complicados como los objetos que se colapsaron para formarlos, podría ser difícil predecir algo sobre su comportamiento.

En 1967 Werner Israel revolucionó el panorama demostrando que los agujeros negros sin rotación deberían ser muy simples; eran perfectamente esféricos, su tamaño sólo dependía de su masa, y dos agujeros negros cualesquiera con la misma masa serían idénticos.

En 1963 Kerr había encontrado un conjunto de soluciones a las ecuaciones de la relatividad general que describían agujeros negros en rotación. Estos giran a un ritmo constante, y su tamaño y forma sólo dependen de su masa y de su velocidad de rotación (Se achatan como la tierra).

Hacia 1973 se llegó a demostrar que después de un colapso gravitatorio, un agujero negro puede rotar, pero no puede tener pulsaciones. Todo esto implicaba que una gran cantidad de información sobre el cuerpo colapsado se debe perder cuando se forma el agujero negro, porque después de ello, todo lo que se puede medir del cuerpo es la masa y la velocidad de rotación.

Toda la teoría se desarrolla en gran detalle como un modelo matemático. La primera observación que coincide con la teoría fue Cygnus X 1, una estrella visible que gira alrededor de un compañero invisible, con una fuerte emisión de rayos X, observada con un enorme corrimiento hacia el rojo en 1975.

En la larga historia del universo muchas estrellas deben haber consumido todo su combustible nuclear, por lo que habrán tenido que colapsarse. La atracción gravitatoria extra de un número grande de agujeros negros podría explicar por qué nuestra galaxia gira a la velocidad con que lo hace: la masa de las estrellas visibles es insuficiente para explicarlo.

Tenemos alguna evidencia de que existe un agujero negro mucho mayor, con una masa de aproximadamente cien mil veces la del Sol, en el centro de nuestra galaxia.

Se piensa que agujeros negros similares, pero más grandes, con masas de unos

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