LOS AGUJEROS NEGROS
Comentarios de
Introducción.
Los agujeros
negros son hoy para los aficionados a la astrofísica como el Santo Grial para
la cristiandad en
Y según digo yo más modestamente, son objetos astrofísicos que sólo son mejor conocidos a través de las matemáticas, las cuales no voy a mencionar obviamente.
Pequeña historia.
La primera vez que se mencionaron fue como “estrellas ocultas” por John Mitchel, en 1784. Diez años después Laplace lo hizo en su obra “Exposition du Système du Monde”, pero lo quitó en la 5ª edición en vista de la escasa y contradictoria acogida por el mundo científico, y dada su personalidad de cubrirse de las apariencias. Su existencia la dedujeron ambos de pequeñas anomalías en el movimiento de algunos astros.
Se pueden entender bien los agujeros negros si partimos de la formación de una estrella. Ésta se forma cuando el gas interestelar, principalmente hidrógeno, en un momento dado, muy largo en el tiempo, por efecto de la gravedad, se va haciendo más denso y cada vez chocan en mayor número y con mayor frecuencia sus moléculas, aumentando su temperatura y llegando a la “fusión” nuclear, hasta transformarse en helio, operación que ocurre en las estrellas en formación y que dura mucho tiempo, miles y millones de años, se llama “secuencia principal” o primaria. La temperatura llega hasta 16 millones de grados, y continúa la operación hasta que se agota el combustible, su hidrógeno. Durante todo este tiempo se formarán elementos cada vez más pesados, como carbono, silicio, etc., y las reacciones nucleares continuarán mientras haya equilibrio entre calor y atracción gravitatoria.
Cuando consume todo el combustible tiende a enfriarse y empieza a contraerse al no haber nada que contrarreste a la gravedad, como hasta ahora el calor. El físico indio Chandrasekhar en 1930, durante su viaje a Inglaterra como colaborador del eminente físico Eddington, calculó basándose en la física cuántica la masa que tenía que tener una estrella para soportar su propia gravedad una vez terminado su combustible. Esta masa tenía que ser mayor de 1,4 veces la del Sol, se la llama “Límite Chandrasekhar”, que no fue admitido por todos los físicos al principio, ni por el propio Eddington (rompía el paradigma que se admitía hasta entonces basado en la relatividad).
Resultado de este comportamiento de las estrellas.
Una estrella con masa menor que el límite mencionado se estabiliza en su contracción con un radio de unos pocos miles de km y densidad de decenas de toneladas por centímetro cúbico. Se forma una “enana blanca” (ver figura). En ella los electrones libres están rodeando a un núcleo único formado por protones y neutrones, se mantienen así por el “principio de exclusión” (es decir, dos partículas no pueden estar en el mismo estado de energía y momento lineal, su espín). La primera enana blanca que se encontró fue la compañera de Sirio. (Sirio es la estrella más brillante del firmamento).
En 1931, el ruso Lev Landau dedujo que una masa mayor de 1,4 de la del Sol se comprimiría de forma que los protones (positivos) y los electrones (negativos) reaccionarían transformándose en neutrones (neutros), este objeto se transformaría en una “estrella de neutrones” (ver figura) que mantendrá así a los neutrones por el mencionado “principio de exclusión”. En el caso de las enanas blancas y estas de neutrones se dice que “la materia está degenerada”. Y cabe preguntarse ¿cómo se ven las segundas?
En 1967, J. Bell observó que las ondas de radio procedentes de varias regiones del espacio se repetían cada 1,3 semanas. Se conoce por otro lado que si la luz (radiofrecuencia) de un objeto varía en una semana su tamaño será inferior a una semana-luz. En este caso su diámetro, debido a su frecuencia, debía ser del orden de la distancia Tierra-Luna. Por su pulsación se les llamó “púlsares”, que se han identificado con una estrella de neutrones, lo cual equivale a decir que se las podía “ver” con frecuencias electromagnéticas diferentes a las de la luz.
Oppenheimer, el padre de la bomba atómica, realizó un modelo matemático de un “agujero negro”, nombre que acuñó Zohn Weeler en 1969. El modelo de Oppenheimer explicó el colapso de una estrella de masa mayor de 1,4 veces la del Sol. Por otro lado el campo gravitatorio de una estrella, según la teoría de la relatividad, curva la luz en el espacio-tiempo respecto a como hubiera sido sin la estrella, es decir sin su masa, los conos de luz se curvan hacia la estrella. Si tenemos una masa de más de tres veces la del Sol la presión de degeneración de los neutrones no puede sostener el peso del objeto, no hay ninguna reacción atómica capaz de contrarrestar la gravedad y el colapso continúa. A medida que se concentra la masa los conos de luz se inclinan más y más, y resulta difícil que los rayos de luz salgan. El resultado es un “agujero negro”. Llega un momento que ninguna luz escapa y nada puede llegar al observador. Esta frontera se le ha dado el nombre de “horizonte de sucesos”, que es la zona en la que los rayos de luz están a punto de salir y no salen. Esta contracción ocurre hasta llegar a un radio crítico que es el “radio de Schwarzschild”, cerrando y aislando el objeto respecto del universo.
En 1916 Schwarzschild estableció que aplicando la relatividad general, las órbitas de los planetas no coincidían con las de Newton. En particular la órbita de Mercurio en su perihelio avanza 43º por siglo y sirvió también para comprobar la relatividad. El interior de esta región de Schwarzschild se llama “singularidad”, y no se cumplen las leyes físicas.
AGUJEROS ESFÉRICOS.
En 1967, Werner Israel demostró que un agujero negro sin rotación sería esférico y su tamaño dependería de su masa, si dos tienen la misma masa serían iguales, lo que significa que tienen la misma densidad. Lo que se conoce es que un agujero negro esférico se ha formado de un objeto esférico, y cualquier irregularidad inicial tienda a ser eliminada, salvo las que se seleccionan en el proceso del colapso, según se ha obtenido a través de la radiación e información que sobrevive. Se llama ”espín” de la interacción, establecido a través de la mecánica cuántica. Los efectos físicos de una interacción se manifiestan a través de determinadas características que llevan las partículas, como masa, carga eléctrica o espín. Por ejemplo, el fotón transporta la interacción electromagnética de espín 1, y el supuesto gravitón (sólo aparece en las ecuaciones) transporta la interacción gravitatoria de espín 2. Tengamos en cuenta que la información que nos llega de un agujero negro son su masa y su carga eléctrica.
En 1963 Kerr encontró una solución de la ecuación de la relatividad general para la rotación de los agujeros negros. Parece que rotan de manera constante, y su tamaño y forma depende de la masa (M) y momento angular (espín S). Éste es el agujero negro más común y profuso en el universo, tiene un horizonte de sucesos esférico y otro
más exterior llamado “límite estático”, achatado en los polos, que sí deja escapar los rayos de la luz. Al espacio entre el horizonte de sucesos y el límite estático se le ha dado el nombre de “ergoesfera”. Este agujero negro en rotación arrastra el espacio-tiempo tras sí, como la tierra con su atmósfera (hay que tener presente que si admitimos la teoría del Big-Bang, el espacio y el tiempo empezaron a formarse en ese momento, anteriormente no existían ni uno ni otro, están ambos ligados, para que existan es necesaria la existencia previa de la masa).
AGUJEROS “GRISES”
Según la mecánica clásica un agujero negro no puede emitir cualquier clase de energía, por ejemplo luz. Pero en 1974, S. Hawking, desarrolló un modelo utilizando la mecánica cuántica, en el que sí era posible, es decir, el vacío según la mecánica clásica no tiene energía, pero según la cuántica, el vacío absoluto tiene partículas y sus correspondientes antipartículas, llamadas “virtuales” (pero que sorprendentemente son reales), que duran muy poco, millonésimas de segundo porque se destruyen mutuamente en cuanto aparecen, constituyen la llamada “espuma cuántica”. Las partículas virtuales no pueden ser detectadas directamente pero sus efectos sí pueden ser medidos, por ejemplo, los cambios pequeños que se producen en las energías de las órbitas de los electrones.
Hablando de la posibilidad de que se produzca radiación, basándonos en la mecánica cuántica, es preciso decir que no es en el propio agujero negro donde se produce, sino en el espacio justo al lado del horizonte de sucesos. Los pares de partículas virtuales tienen energía positiva y negativa que se aniquila al juntarse, mientras que las demás tienen solo energía positiva. Las cosas se producen así, una partícula con energía negativa cerca de un agujero negro es atraída dejando a su compañera con energía positiva con dos posibilidades: escapar o también caerse al agujero negro. A un observador le parecería que el agujero negro emite la partícula que no ha caído. Ésta partícula real cerca del agujero negro tiene menos energía que si estuviera lejos por haber perdido parte de su energía para vencer el campo gravitatorio del agujero negro.
Cuanto más pequeño sea el agujero negro mayor será la velocidad de emisión, y esta emisión de partículas positivas se compensa con las negativas que caen y se aniquilan con las positivas, reducen por tanto la masa del agujero negro.
MINIAGUJEROS NEGROS.
Muchos científicos sugieren que
ha debido ser muy grande el número de estrellas que se han colapsado en
agujeros negros y éstos podrían ser muy numerosos, incluso haber más que
estrellas. En
Un miniagujero negro tendría una masa en el rango de un uno seguido de 15 ceros de gramos (mil millones de toneladas) y el tamaño de un protón. Carr supone que podrían generar suficiente radiación de fondo de las radiaciones existentes de microondas. Sin embargo aún no se han detectado.
Jane Mac
Gibbon y Bernard Carr, siguiendo
las conclusiones de Hawking
sugieren que las radiaciones de los miniagujeros
negros podrían ser en forma de quarks, gluones o leptones que después se transformarían en
electrones, positrones y rayos gamma que se registran procedentes del espacio
con energías de
En los últimos recientes años,
siglo XXI, se han localizado, aún en
ÚLTIMAS CONSIDERACIONES.
Pero todo esto, detalles y clases son especulaciones y sólo sabemos que aún no sabemos lo suficiente a pesar de las muchas cosas que he explicado. El problema fundamental es que a pesar de las conclusiones que se han obtenido partiendo de la teoría general de la relatividad y de la mecánica cuántica aún no se sabe cual de las dos es la idónea para atacarlos, pues la teoría de la relatividad general se ocupa de la gran escala desde unos pocos kilómetros a un billón de billones. Y la mecánica cuántica se ocupa de los fenómenos a escala de una billonésima de centímetro, y no parece que se puedan aplicar a la vez, por eso se busca una teoría unificada que permita hacerlo.
Bibliografía
Stephen Hawking – El universo en una cáscara de nuez, 2002
“ “ - Breve historia del tiempo, 1982
J. Ruiz Morales – Agujeros negros, 1992
Marcus Chown - El
universo vecino, 2005
Stannard Russell - Los agujeros negros y el tío Albert, 1993
Nel Somonte - Agujeros negros, 1997
