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Los Agujeros Negros

LOS AGUJEROS NEGROS

Dentro de unos cinco mil millones de años, la mayoría de las reservas de combustible hidrógeno en el centro del Sol desaparecerán. Como sucede con todas las estrellas que han alcanzado esta etapa en su evolución, ocurren diferentes procesos nucleares; el helio es convertido en carbón y oxigeno y aun en etapas posteriores; el carbón es convertido en elementos más pesados. Las reacciones nucleares entre elementos son bastante menos eficientes en la producción de energía que la de los elementos livianos y como consecuencia algún tiempo más tarde en la vida de las estrellas, todas las fuentes disponibles de combustible nuclear se habrán agotado. El carácter de una estrella quemada cambia entonces repentina y violentamente y sus residuos adoptan una de tres posibles condiciones teóricas.
 
Después de que el combustible nuclear se agote, la estrella comienza a contraerse, no hay más fuente de energía para mantener la estrella y ésta rápidamente disminuye de tamaño; los átomos se contraen unos contra otros y los electrones se disocian del núcleo. Si la masa de la estrella de colapso es menor que alrededor de 5/4 veces la masa del Sol, entonces en algún punto la presión de los electrones llega a ser suficientemente para detener la contracción y los electrones actúan juntos de una manera peculiar apara sostener la estrella. Tal estrella se denomina “enana blanca”; las enanas blancas son bastante comunes y han sido observadas con frecuencia por los astrónomos. Estas tienen más o menos el mismo tamaño que la Tierra, pero a causa de que en tan pequeña región está confinada tanta materia, la densidad es bastante alta; una cucharada de materia de una enana blanca pesa mil toneladas; pueden ser muy calientes, posiblemente unos 40.000 grados en su superficie, y por tanto sigue radiando. Sin embargo, se van enfriando lentamente al ir agotando paulatinamente su suministro de energía, proceso que puede llegar a durar unos cien mil millones de años.
 
 
Cuando la temperatura se acerca a la del espacio que la rodea y se apaga, todo lo que queda de ellas es una enana negra, este final catastrófico puede ser violento y espasmódico, con temperaturas, presiones y densidades extremas, o simplemente en enfriamiento lento y aburrido. En todos los casos la gravedad es el agente que en última instancia controla los acontecimientos. Si la masa de la estrella en colapso es ligeramente mayor 5/4 la masa del Sol, entonces la presión de los electrones no es suficientemente fuerte para detener la contracción continuada y la estrella simplemente continúa volviéndose más y más compacta. A medida que las presiones en la estrella aumentan, los electrones chocan violentamente con los núcleos; durante tales colisiones los electrones cargados negativamente se combinan con los protones cargados positivamente produciendo neutrones. Cuando finalmente, cerca del 90 por ciento de la estrella consiste en neutrones, las enérgicas fuerzas nucleares entre estas partículas pueden ser para detener la ulterior contracción y soportar la estrella. Tal objeto que tiene solamente 25 ó 30 kilómetros de diámetro, se llama “estrella neutrónica”.
 
Debido a la gran cantidad de materia que se encierra en un volumen tan pequeño, su densidad es inmensa; una cucharada de materia de una estrella neutrónica pesaría en la Tierra 1010 toneladas! Se ha creído que la primera vez que se observaron las estrellas fue en 1967 con el descubrimiento de los “pulsares”, parece razonable suponer que un pulsar consiste en una estrella neutrónica que gira rápidamente con campos magnéticos intensos. El concepto de estrella de neutrones fue propuesto por primera vez en los años 30 sobre la base de los modelos teóricos, pero sólo cuando se descubrieron se tomo la idea más en serio. En la actualidad todo el mundo acepta que las estrellas de neutrones son responsables del mecanismo pulsar, y durante años se han dedicado muchos estudios teóricos a construir modelos que reproduzcan sus propiedades. Aunque muchos aspectos de la teoría son sólo tanteos, la estructura interna general de estos objetos está razonablemente clara. La superficie, que consiste en una capa de algunos metros de espesor con las propiedades de un metal, tiene congelado en su interior el campo magnético que produce el púlsar. Debajo se encuentra una sólida corteza de cristales de neutrones de aproximadamente un kilómetro y medio de profundidad, un trillón de veces más fuerte que el acero. La mayor parte de la estrella de neutrones, sin embargo, no es sólida, sino que está constituida por una interesante sustancia llamada “superfluido”.
 
En el laboratorio se pueden producir superfluidos de átomos ordinarios a muy bajas temperaturas. En la estrella, existe un superfluido de electrones ultradensos, cuyas propiedades sólo se pueden deducir a partir del análisis matemático. Finalmente, el núcleo de la estrella de neutrones puede contener otras partículas subatómicas en un estado que de momento se comprende sólo superficialmente. Con base a estos descubrimientos, se cree en la actualidad que las estrellas de neutrones son estrellas muertas, el estado final natural de las estrellas, que tienen una masa suficiente para alcanzar una temperatura central de varios miles de grados antes de explotar.
 
 
Si la masa de la estrella extinguida en un colapso es mayor que tres veces la del Sol, entonces nada podrá detener la contracción, ni la presión de electrones, ni las fuerzas nucleares entre los neutrones será suficiente, no existen fuerzas físicas conocidas que puedan evitar que la estrella se vuelva cada vez más pequeña. A medida que la estrella se vuelve más compacta y su tamaño continua decreciendo, la intensidad del campo gravitacional aumenta dramáticamente y la fuerza gravitacional, que normalmente es la más débil de la naturaleza, sobrepasa ahora cualquier cosa. El espacio alrededor de la estrella es alabeado severamente debido a que, de acuerdo con la Relatividad General, la gravedad hace curvar el espacio-tiempo. A medida que el colapso estelar continúa hacia su fin inevitable, este alabeo se vuelve tan grande, que desaparece el espacio-tiempo se dobla sobre si mismo y la estrella desaparece de nuestro Universo!! Lo que queda se llama “Agujero Negro”.
 
De todas las catástrofes que le pueden suceder a una estrella, el colapso gravitatorio total es el más impresionante. Representan no sólo el fin de una estrella, sino el fin de la materia. En el colapso gravitatorio desaparecen casi instantáneamente del Universo vastas cantidades de información y de estructura ordenada, que se pierden de forma irrecuperable.
 
El campo gravitatorio de un agujero negro es tan fuerte, que retiene todo y no deja salir nada: por tanto, un objeto de esta clase no puede dar muestra de su existencia. En sentido contrario, atrae a cuanto se acerca a él, y se lo traga: es un inconcebible sumidero espacial que implacablemente va sorbiendo cuanto tiene a su alrededor.
 
Teóricamente es bastante razonable suponer que los agujeros negros son muy comunes. El problema real entonces consiste en contestar preguntas tales como: ¿Qué apariencia tiene un agujero negro? ¿Cómo se reconocería un agujero negro si se llegara a ver uno? ¿Qué se buscaría dentro de unas observaciones investigativas de agujeros negros?. La pista básica para ayudar a contestar estas y otras preguntas similares radica en el hecho de que el agujero negro consiste en un campo gravitacional extremadamente intenso. En la década del 60 muchos astrofísicos dedicaron entonces grandes esfuerzos para determinar el comportamiento del los rayos de luz (fotones) y las partículas en el espacio-tiempo altamente alabeado que bordea un agujero negro.
 
 
Supóngase que se tiene por delante uno de estos agujeros negros y que los rayos de luz tratan de pasar estos agujeros negros a diferentes distancias. Debido a que el espacio-tiempo está grandemente curvado por el campo gravitacional del agujero negro, estos rayos de luz se desviaran de su trayectoria rectilínea clásica; los rayos que pasan a gran distancia del agujero negro serán deflectados solamente un poco, y los rayos de luz que pasan más cerca del agujero negro serán deflectados más severamente. De hecho, es posible dirigir un haz de rayos hacia un agujero negro de tal manera que la luz vaya a una órbita circular que se llama “círculo fotónico“ o “esfera fotónica”.
 
Cada estrella en el Universo visible aporta luz a la esfera fotónica que rodea una estrella masiva colapsada, órbita circular que es muy inestable; si un fotón se desvía, aun ligeramente de hasta muy precisa esfera fotónica, las luz irá en espiral circular.
 
Por ultimo, los haces de luz que se dirijan aún más directamente hacia el agujero negro será finalmente absorbidos por él. De hecho, todos los fotones que llegan al agujero negro serán finalmente absorbidos por él. Todos los fotones que llegan al agujero negro más cerca que la esfera fotónica son forzados a describir una espiral hacia adentro y chocar con el agujero negro. A este respecto debe señalarse que un haz de fotones o un rayo de luz define una línea recta; es imposible dibujar una línea más recta que un haz de un rayo de luz laser, por ejemplo. En consecuencia, cuando se habla de círculos y espirales seguidos por fotones, realmente se está hablando de líneas rectas en un espacio-tiempo cuatridimensional alabeado.
 
Para comprender mejor la naturaleza de los agujeros negros, imagínese que un observador se sitúa sobre la superficie de una estrella masiva agotada, en colapso. La estrella decrece rápidamente en tamaño y el campo gravitacional de la estrella se hace cada vez más fuerte. Todo continua como se esperaba hasta que la estrella en colapso haya caído dentro de su propia esfera fotónica. Cuando la estrella se ha encogido hasta un tamaño menor que su esfera fotónica, comienzan a suceder cosas extrañas. Imagínese que se tiene un poderoso reflector que el observador sobre la superficie de la estrella dirige directamente hacia arriba; entonces el haz de la luz escapa de la estrella y sale directo al espacio; si el observador inclina el reflector ligeramente de la vertical, el haz de luz será doblado ligeramente por la curvatura del espacio-tiempo y a medida que la inclinación del reflector aumenta, la reflexión de la luz también aumenta; finalmente en algún ángulo de la reflexión es tan grande que el haz de luz ya no puede escapar de la estrella; la luz sube pero se dobla tanto que regresa hacia abajo y choca contra la superficie de la estrella.
 
Todos los rayos de luz emitidos desde la superficie de la estrella dentro de este cono escaparan de ella y todos los emitidos por fuera de este cono no podrán escapar pues los fotones se levantan y vuelven a caer. Los fotones emitidos a un ángulo a partir de la vertical igual a mitad del ángulo del cono ni escapan ni regresan sino que caen en una órbita circular alrededor de la estrella en la esfera fotónica.
 
A medida que continua el colapso de la estrella, el alabeo del espacio-tiempo se vuelve más y más fuerte. Desde el punto de vista de un observador sobre la superficie de la estrella, el cono de salida se vuelve progresivamente más estrecho; el reflector deberá dirigirse cada vez más cerca de la vertical para que la luz escape de la estrella y finalmente, en un estado muy importante en el colapso gravitacional relativistico, la curvatura del espacio-tiempo se vuelve tan grande que el cono de salida se cierra totalmente!! En otras palabras independientemente de la dirección que tome el haz de rayos del reflector, la luz no puede escapar de la estrella. En efecto, el campo gravitacional es tan fuerte que nada absolutamente puede volver a salir de estrella; la velocidad de escape es mayor que la velocidad de la luz. En el momento en que el cono de salida se cierra completamente se dice que se ha cruzado el “horizonte de los eventos”. En ninguna forma es posible comunicarse con el universo exterior. En un sentido real, para alguien en el exterior que se encuentra observando esta estrella en colapso, en el momento que se cruza el horizonte de los eventos, se desaparece del universo!! El diámetro de la esfera fotónica y del horizonte de los eventos depende de la masa del agujero negro.
 
 
Después de pasar a través del horizonte de los eventos, la estrella continua en colapso aún más allá. Las presiones y los esfuerzos debidos al campo gravitacional increíblemente intenso se vuelven finalmente infinitamente grandes. Todo aquello de lo que se componía la estrella se comprime halla de lo conocido; cuando los restos de toda la estrella son reducidos a volumen cero, la presión y la densidad son infinitas y se a alcanzado lo que se denomina “singularidad”.
 
 
Nos enfrentamos ahora con un profundo problema. ¿Qué sucede cuando la superficie de la estrella se ha reducido a nada? Cuando esto ocurre, toda la masa de la estrella queda concentrada en un único punto matemático, con una densidad infinita. La curvatura del espacio-tiempo también crece sin limites. El espacio-tiempo no puede existir bajo estas circunstancias, destrozado por la oleada de fuerzas y ilimitadas de la gravedad. La estrella a alcanzado lo que los matemáticos llaman una singularidad, una región donde deja de existir el espacio-tiempo. No es posible decir lo que hay más allá de una singularidad, ya que toda la física deja ser aplicable. Algunos matemáticos suponen que podría haber singularidades visibles en circunstancias excepcionales, llamadas “singularidades desnudas”.
 
Un efecto muy importante que no debe ser pasado por alto en esta exposición, es la marcha del tiempo más lenta en un campo gravitacional (corrimiento hacia el rojo gravitacional). Para ver el significado de esto, supongamos que se observa un intrépido científico que se sumerge en un agujero negro. A medida que el llega más cerca del agujero negro se observa que sus relojes (es decir, relojes de pulso, el pulso o cualquier cosa que use para medir el tiempo) están marchando más despacio. Y en efecto, se anuncia que sus relojes se pararan completamente cuando alcance el horizonte de los eventos. Desde luego, nunca se ve alcanzar a este científico tal horizonte pues a medida que su reloj aparece marchando más lentamente, también el parece viajar cada vez más despacio y se dice que tomaría un tiempo infinito para que atraviese el horizonte de los eventos. El científico dice que todo esto es erróneo, el mira su reloj de pulso y no nota nada anormal (desde luego, su ritmo cardiaco, su proceso de pensar y todas las cosas se han desacelerado exactamente en la misma proporción) y en efecto, de acuerdo con su reloj, él encuentra que realmente cruza el horizonte de los eventos en una cantidad de tiempo finito.
 
Objetivamente, esto significa que si se observa la luz proveniente de la superficie de una estrella en colapso, se ven dos efectos simultáneos pero separados. Primero que todo, la estrella se vuelve cada vez más débil a causa de la creciente dificultad para la luz escapar de la estrella; los fotones tienen que ser emitidos a ángulos comprendidos dentro del cono de salida o simplemente no escaparán. Segundo, debido a que los átomos de la estrella son como pequeños relojes, cuando la luz es emitida por ellos la frecuencia de la radiación decrece a medida que el colapso continúa y el espectro total se corre más y más hacia el rojo. En otras palabras, cuando se observa una estrella en colapso, con el correr del tiempo aparecerá con una luz cada vez más débil y más roja.
 
Debe hacerse énfasis en que el tratamiento del agujero negro es muy idealizado, es valido realmente sólo par una estrella perfectamente esférica que no esté en rotación. La solución para las ecuaciones de campo de Einstein para un agujero negro estático, esféricamente simétrico, fue dada por primera vez por Karl Schwarzchild en 1916. Ésta solución se denomina por ello solución de Schwarzchild. Desde luego, todas las estrellas giran y cuando entran en colapso su razón de rotación aumenta, así como una patinadora en el hielo acelera cerrando sus brazos cuando ejecuta una pirueta. Además, las estrellas no son perfectamente esféricas y a medida que el colapso continua, la estrella se puede fácilmente tomar formas que son más bien extrañas. Uno de los avances básicos en la astrofísica teórica durante la década del 70, consiste en ver cómo estas desviaciones afectan la formación de agujeros negros, investigaciones en las que entran en juego muchas herramientas matemáticas nuevas muy poderosas para tratar el problema. Un pionero en este campo es el Dr. Roger Penrose de la Universidad de Londres, quien ha mostrado que si una estrella colapsa dentro de su propio horizonte de los eventos, la formación en el estudio de los agujeros negros, aun después de cruzar el horizonte de los eventos, no se esta forzado a chocar con la singularidad.
 
Penrose Stephen W. Hawking hicieron un trabajo entre 1965 y 1970 que demostró que, de acuerdo con la Relatividad General, debe haber una singularidad de densidad y curvatura del espacio-tiempo infinitas dentro de un agujero negro. En esta singularidad, tanto las leyes de la ciencia como nuestra capacidad de predecir el futuro fallarían totalmente porque ni la luz ni cualquier otra señal nos podría alcanzar desde la singularidad.
 
Este hecho notable llevó a Roger Penrose a proponer la hipótesis de la censura cósmica. En otras palabras, las singularidades producidas por los colapsos gravitatorios sólo ocurren en sitios, como agujeros negros, en donde están ocultas por medio del horizonte de los eventos, para no ser vistas desde afuera. Estrictamente, esto es lo que se conoce como la hipótesis débil de la censura cósmica: protege a los observadores que se quedan fuera del agujero negro de las consecuencias de la crisis de predicción que ocurre en la singularidad, pero no hace nada por el pobre desafortunado científico que cae en el agujero.
 
Existen algunas soluciones de las ecuaciones de la Relatividad General en las que le es posible a un astronauta ver la singularidad desnuda: él puede evitar chocar con la singularidad y en vez de esto, caer a través de un “agujero de gusano”, (o puente de Einstein-Rosen, quienes a mediado de la década del 30 examinaron la solución de Schwarzchild muy cuidadosamente) para salir en otra región del universo. Esto ofrece grandes posibilidades de viajar en el espacio y en el tiempo, aunque desafortunadamente parece ser que estas soluciones son altamente inestables; la menor perturbación, como por ejemplo, la presencia del astrónomo, puede cambiarla, de forma que el astronauta podría no ver la singularidad hasta que chocara con ella, momento en que encontraría su final. En otras palabras la singularidad siempre estaría en su futuro y nunca en su pasado. La versión fuerte de la hipótesis de la censura cósmica nos dice que las singularidades siempre estarán, o bien enteramente en el futuro, como las singularidades de colapsos gravitatorios, o bien enteramente en el pasado. Es muy probable que se verifique alguna de las versiones de la censura cósmica, porque cerca de singularidades desnudas puede ser posible viajar al pasado. Aunque esto seria atractivo para los escritores de ciencia ficción, significaría que nuestras vidas nunca estarían a salvo: ¡alguien podría volver al pasado y matar a tu padre o a tu madre antes de que hubieras sido concebido!
 
Suponiendo que nuestros descendientes construyesen una maquina del tiempo ¿qué sería lo primero harían? Probablemente regresarían al pasado para visitar a aquellas personas que fueron las primeras en tener esta ideas. Pero, hasta ahora no se tenido información de una visita de este tipo.
 
El horizonte de los eventos, la frontera de la región del espacio-tiempo desde la que no es posible escapar, actúa como membrana unidireccional alrededor del agujero negro: los objetos, tales como astronautas imprudentes, pueden caer en el agujero negro a través del horizonte de los eventos, pero nada puede escapar del agujero negro a través del horizonte de los eventos (recordemos que el horizonte de los eventos u horizonte de los sucesos es el camino del espacio-tiempo de la luz que esta tratando de escapar del agujero negro, y nada puede viajar más rápido que la luz).
 
Cualquier cosa o persona que cae a través del horizonte de sucesos pronto alcanzará la región de densidad infinita y el final del tiempo.
 
En 1963, Roy Kerr, un neozelandés, encontró un conjunto de soluciones a las ecuaciones de la Relatividad General que describían agujeros negros en rotación. Estos agujeros negros de “Kerr” giran a un ritmo constante y su tamaño y forma sólo dependen de su masa y su velocidad de rotación. Si la rotación es nula, el agujero negro es perfectamente redondo y la solución es idéntica a la de Schwarzchild. Si la rotación no es cero, el agujero se deforma hacia fuera cerca de su ecuador (justo igual que la Tierra o el sol se achatan en los polos debido a su rotación), y cuanto más rápido gira, más se deforma.
 
 
¿CÓMO DESCUBRIR UN AGUJERO NEGRO?
 
Localizarlos es como resolver un crimen sin cadáver. Aunque hace decenios los matemáticos calcularon que los agujeros negros teóricamente podían existir, es otra cuestión diferente demostrar que hay verdaderamente agujeros negros auténticos en el Universo. Dado que los agujeros negros no se pueden ver directamente, la prueba de su existencia ha de ser indirecta; debe desprenderse de la interpretación de sus efectos gravitacionales. La “superficie” de un agujero negro está allí donde su velocidad de escape es igual a la velocidad de la luz. Dentro del horizonte de los eventos la atracción es muy intensa; fuera la atracción es más débil y disminuye a medida que aumenta la distancia.
 
Pero aun así, la gravedad inmediatamente fuera del horizonte de sucesos es más fuerte que en ningún sitio conocido. Y ésta puede ser la pista que nos indique donde se esconde un agujero negro.
 
El día de la independencia en Kenya, el 12 de diciembre de 1970, desde una torre de sondeo petrolífero transformada en plataforma de despegue, se elevó por los aires un vehículo espacial que puso en órbita el primer satélite diseñado especialmente para detectar rayos X del espacio, radiación que los astrónomos no pueden estudiar desde el suelo porque la atmósfera terrestre absorbe los rayos X. Este satélite estaba destinado a probar el paso siguiente en la epopeya de los agujeros negros.
 
El satélite localizó exactamente la posición de una fuente de rayos x en la constelación de Cygnus (el cisne), fuente a la que designó con el nombre de Cygnus X-1. Luego, desde la Tierra, los astrónomos descubrieron que había una estrella muy cercana de esa posición, cuya luz demostró que formaba parte de un sistema de dos estrellas (sistema binario). Tiene una compañera y ambas orbitan una en torno a otra cada seis días.
 
Las estrellas dobles como éstas son muy conocidas por los astrónomos – dos estrellas giran una alrededor de la otra, y la fuerza centrifuga que trata de separarlas se equilibra exactamente por la atracción gravitacional- Si una de las dos es una estrella brillante gigante y la otra es una estrella neutrónica compacta, ésta puede succionar gas de las capas exteriores de su compañera gigante. Ese gas, en su caída hacia la estrella neutrónica, forma un disco masivo giratorio en torno a la estrella pequeña, de forma parecida a como los anillos de Saturno giran en la órbita del planeta. En este disco gaseoso, el rozamiento hace que las partículas de gas pierdan su energía orbital y se dirijan, formando una espiral, hacia la estrella neutrónica. La energía de frotamiento, además calienta el gas a temperaturas fenomenalmente altas (alrededor de 108 grados centígrados) y ese gas emite vastas cantidades de rayos X.
 
La fuente de rayos X de rayos X cisne X-1 tenia que ser visible, pues, un disco masivo caliente que rodeara a la compañera invisible de la estrella gigante visible. Pero había una diferencia importante. Los rayos X próximos a una estrella neutrónica, por lo común, pulsan al girar la estrella pequeña en torno a su eje (las estrellas neutrónicas suelen llamarse pulsares). Sin embargo, la paciente vigilia del satélite Ahuru (palabra que en Swahili significa “libertad”) no acusó señales de pulsaciones sistemáticas en la prodigiosa producción de rayos X de Cygnus X-1.
 
Lo que es más aun desusado, los astrónomos que estudiaban el movimiento de la estrella gigante calcularon que su compañera debía ser lo menos seis veces más pesada que el Sol. Esta era la pista vital. Hay un limite natural de peso para las estrellas neutrónicas: no pueden ser más pesadas que tres soles, y la única clase de objetos que pueden ser más masivos que una estrella de neutrones, aunque más pequeños, son los agujeros negros.
 
Por una inexorable cadena de lógica los astrónomos están casi seguros de que Cygnus X-1 es el disco másico alrededor de un agujero negro de 6 o 10 veces más pesado que el Sol. No obstante, de que en Cygnus X-1 se llegará a encontrar algo. Si no es un agujero negro, tendrá que ser algún fenómeno peculiar.
 
Por cierto, una estrella puede orbitar con plena seguridad en un sistema de estrellas dobles donde su compañera sea un agujero negro. Hay una creencia común según la cual los agujeros negros succionan todo lo que les rodea, como una aspiradora. Pero eso sólo es cierto para las cosas que se aventuran en el interior del horizonte de los sucesos. Fuera, la fuerza de gravedad del agujero negro tiene exactamente el mismo efecto que la de cualquier otro cuerpo, y a condición de que éste y su estrella compañera estén orbitando recíprocamente con la suficiente velocidad en sentido lateral, continuarán orbitando indefinidamente. Después de todo, el sol atrae la Tierra constantemente y permanentemente , pero nuestro planeta no es atraído hacia el Sol (se mueve con la suficiente rapidez como para que su fuerza centrifuga contrarreste el tirón solar).
 
Los astrónomos han encontrado otros candidatos a agujeros negros. Se piensa que agujeros negros similares, pero más grandes, con masas de unos cien millones de veces la del Sol, existen en el centro de los Quasars (objeto de aspecto estelar cuyo espectro se caracteriza por un gran corrimiento al rojo. Frecuentemente son radiofuentes intensas y a menudo variables en el óptico y en el radio. Los quasars son generalmente interpretados como objetos extragalácticos muy lejanos, y probablemente son núcleos de galaxias en una fase de actividad particularmente intensa). La materia que cae en dichos agujeros negros supermasivos proporcionaría la única potencia lo suficientemente grande como para explicar las enormes cantidades de energía que estos objetos emiten. Cuando la materia cayera en espiral hacia el agujero negro, haría girar a éste en la misma dirección, haciendo que desarrollara un campo magnético parecido al de la Tierra. Partículas de altísimas energías se generarían cerca del agujero negro a causa de la energía que caería. El campo magnético seria tan intenso que podría enfocar a esas partículas en chorros inyectados hacia fuera, a lo largo del eje de rotación del agujero negro, en direcciones de sus polos norte y sur. Tales chorros son verdaderamente observados en cierto número de galaxias y quasars.
 
También se puede considerar la posibilidad de que pueda haber agujeros negros con masas muchos menores que la del sol. Estos agujeros no podrían formarse por un colapso gravitatorio, estrellas con tan poca masa pueden sostenerse a si mismas contra la fuerza de gravedad, incluso cuando hayan consumido todo su combustible nuclear. Agujeros negros de poca masa sólo se podrían formar si la materia fuera comprimida a enormes densidades por grandes presiones externas. Tales condiciones podrían ocurrir en una bomba de hidrógeno grandísima: el físico John Wheeler calculó una vez que si se tomara toda el agua pesada de todos los océanos del mundo, se podría construir una bomba de hidrógeno que comprimiría tanto la materia en el centro en el centro que formaría un agujero negro.
 
Una posibilidad más práctica es que tales agujeros de poca masa podrían haberse formado en las altas temperaturas y presiones del universo en una fase muy inicial o primitiva. Los agujeros negros se habrían formado únicamente si el Universo inicialmente no hubiera sido liso y uniforme. Pero deben haber existido algunas irregularidades, porque de lo contrario, hoy en día, la materia en el Universo aún estaría distribuida perfectamente uniforme, en vez de estar agrupada formando estrellas y galaxias.
 
En el otro extremo de la escala pueden existir diseminados por el espacio agujeros negros diminutos. Más pequeños que un átomo, pero conteniendo tanta materia como el monte Everest, serian imposibles de detectar – salvo que explotaran de modo instantáneo- Aunque parezca imposible, hay pequeños agujeros negros que resultan ser inestables cuando los científicos calculan su gravedad desde el punto de vista de la mecánica cuántica. El primer hombre que se percató, en 1973, de los agujeros negros pueden explosionar fue Sthephen Hawking quien a contribuido más decisivamente a nuestra comprensión de la fuerza de la gravedad después del mismo Einstein.
 
 
¿QUÉ PASARÁ ALGÚN DÍA?
 
En un futuro lejano, el hombre quizá se sirva de los agujeros negros de una manera tan natural como se sirve ahora, digamos, de la electricidad.
 
Un agujero negro ejerce tal dominio sobre el espacio-tiempo circundante que atrae todo cuanto se halla próximo en el sentido de su rotación. Los científicos han concebido ya proyectos de superingenieria tendentes a “ordeñar” la energía giratoria de un sólo agujero negro en rotación para abastecer de energía a mil civilizaciones como la terrestre durante un período más dilatado que la edad del universo.
 
Algunos científicos han insinuado que los agujeros negros pueden ser los "metros” interestelares del futuro – y quizá los túneles del tiempo- una nave espacial que entrara en un agujero negro giratorio desaparecía de la vista, en lo que respecta a los observadores de fuera. Si (y es un si condicional muy grande) sus tripulantes pudieran evitar ser triturados en la singularidad central, la nave podría internarse por un túnel para reaparecer en otro sitio; no en nuestra galaxia, quizás ni siquiera en el interior de Universo. Con arreglo a esas teorías los exploradores podrían entonces zambullirse en otro agujero del Universo, y surgir en otro distinto. Tal vez acabarían hallándose de nuevo en nuestro universo.
 
Desafortunadamente, los últimos trabajos realizados sobre el tema sugieren que lo más probable es que el túnel sea una trampa mortal. A mitad del camino entre nuestro Universo y otro cualquiera se disgrega la propia estructura del espacio-tiempo. Aquí los exploradores de agujeros negros encontrarían un destino macabro. Los átomos que constituyen sus cuerpos se separarían y desintegrarían para formar una papilla caótica de subpartículas atómicas.
 
 
LOS AGUJEROS NEGROS NO SON TAN NEGROS
 
En 1973 todo el mundo coincidía en pensar que la Mecánica Cuántica y la relatividad general eran incompatibles. Sin embargo, Hawking creyó que había llegado el momento de contemplar la posibilidad de que los agujeros negros, que en si mismos constituyen un aspecto clave de la Relatividad General, fueran expresados en términos cuánticos.
 
Al año siguiente, Hawking comenzó a investigar el comportamiento de la materia cerca de los agujeros negros, ya fueran grandes o pequeños. Cierto día se encontraba inmerso en los jeroglíficos matemáticos de los agujeros negros, hizo un descubrimiento tan radicalmente opuesto a las concepciones anteriores que su primer impulso fue pensar que incurrido en un importante error.
 
 Hawking había descubierto que los agujeros negros, en contra de toda ley física conocida, emitía un flujo continuo de partículas (los agujeros negros no son tan negro después de todo). No obstante, al igual que los demás, creía en la teoría de los agujeros no podía emitir nada, excepto (posiblemente) cuando se encontrase en rotación. Durante las semanas siguientes se dedicó a buscar el probable defecto de sus cálculos.
 
Lo que término de convencerle que los agujeros negros podían emitir partículas fue la aplicación de la teoría Cuántica en los bordes del agujero negro, es decir, justo en el horizonte de los eventos. Según sus razonamientos, el principio de Incertidumbre, que constituye la columna vertebral de la Mecánica Cuántica, sostiene que el espacio vacío nunca esta realmente vacío. El espacio siempre esta repleto de objetos y fuerzas en actividad. En el se encuentran pares de partículas elementales como los electrones y sus opuestos antimateriales, los positrones, que existen durante una fracción de segundo antes de unirse y aniquilarse entre si en una pequeña explosión de rayos X.
 
Si esta transformación se produjera en el horizonte de los eventos, una de las partículas podría ser atrapada por la poderosa influencia de la gravedad y perderse en el interior del agujero negro, donde ya no podría volver a ser vista ni oída. La otra partícula, en lugar de unirse a la anterior, se encontraría entonces libre para escapar del agujero negro. Para un observador esta segunda partícula se comportaría como si hubiese sido expulsada del agujero negro (cualquier otro objeto más grande regido por las leyes de la relatividad general se vería imposibilitado para realizar una operación cuántica de este tipo).
 
Después de varias semanas de trabajo, finalmente se convenció de que había resuelto el problema que le había ocupado hasta entonces: ¿de dónde procedía la energía necesaria para la operación cuántica en el horizonte eventual? La respuesta, intuida por Hawking desde el principio y confirmada finalmente por las matemáticas, era que el propio agujero negro aportaba dicha energía con su gigantesco campo gravitacional.
 
Los cálculos de Hawking dieron lugar a otra sorprendente conclusión: al aportar su energía a la emisión (o radiación) de partículas, el propio agujero podría descomponerse con el tiempo. El efecto de descomposición es muy pequeño, ya que la temperatura de un agujero negro con la masa aproximada del sol es menor que una millonésima de grado sobre cero absoluto. Si existen agujeros negros de este tamaño, deben estar creciendo, ya que la temperatura del Universo que los rodea es, como mínimo, de tres grados, debido a la radiación de fondo primordial[1].
 
Al contrario de la mayoría de los objetos, los agujeros negros se calientan cuando emiten calor, por lo que los agujeros negros pequeños tienen una temperatura mayor que los grandes. Al final, cuando su campo gravitatorio se hubiese desintegrado hasta el punto de no poder seguir manteniendo la unidad del agujero negro, éste explotaría y se dispersaría en una lluvia de rayos gamma de alta energía. Un miniagujero podría tener el tamaño de un núcleo atómico y contener la masa equivalente al monte Everest y sería tan caliente que tendría una temperatura de unos diez billones de grados, inigualado por nada parecido en el Universo primordial. Por tanto radiaría en forma muy intensa y perdería masa a un ritmo prodigioso, planteando la cuestión de qué sucedería al final.
 
La emisión de partículas en el horizonte de los eventos podría ser enorme. Según los cálculos de Hawking su potencia seria de unos seis mil megavatios, aproximadamente la misma que producen seis grandes reactores nucleares. Sin embargo, si uno de ellos se trasladase a la superficie terrestre, su peso lo impulsaría a través del planeta con la misma facilidad con que una bala horadaría una almohada.
 
La fase final de esta desintegración de los agujeros negros podría ser tan rápida que terminaría en una tremenda explosión, equivalente al estallido de diez millones de bombas atómicas de un megatón.
 
Según un punto de vista, el agujero negro se evaporaría por completo, dejando expuesta la singularidad del centro cuando el horizonte se hubiera reducido a la nada. Sobre las consecuencia que podría tener una singularidad desnuda nadie sabe nada; tal vez desaparecería simplemente, en cuyo caso la materia que había implosionado para formar el agujero negro al principio habría desaparecido completamente, dejando sólo la radiación térmica como recuerdo de su existencia anterior.
 
La dinámica de los agujeros negros descubierta por Hawking tiene muchas implicaciones importantes. Alguna de sus consecuencias eran similares, a la inversa, a la que se pensaba que habrían producido durante el instante siguiente al Big Bang (Gran explosión). De este modo, parece que este modelo podría ayudar a los físicos a comprender la forma en que se crearon las partículas subatómicas y las interacciones que se produjeron entre éstas en el momento de la génesis explosiva. Pero lo más importante fue que, al aplicar la Mecánica Cuántica a los agujeros negros, Hawking había dado el primer paso hacia el descubrimiento de la interacción fundamental que podría relacionar la Mecánica Cuántica con la Relatividad General. La unificación de ambos sistemas (la denominada “cuantización de la gravedad”) constituye uno de los problemas más difíciles de física actual.
 
 
 Lic: César A. Cortéa A.
 

[1] Ver el ensayo “Una breve Historia del Universo”