Desde la propugnación de Einstein de la
existencia de agujeros negros en la teoría de la relatividad general,
físicos teóricos han propuesto distintos modelos de estructuras para
varios tipo de ellos. Estos tipos varían según la información que el
agujero negro retenga de los entes cósmicos que generaron su origen o de
las propiedades de su anterior vida como masiva estrella.
Ilustración de la rotación de un agujero negro que se ensancha a lo largo
de su ecuador, en que el proceso de deformación se profundiza en la medida en
que el giro de rotación es más rápido. Una rotación nula corresponde a un
esferoide absolutamente redondo.
Modelo Kerr de agujero negro,
simplificado con el objetivo de intentar lograr una mejor comprensión.
En rotación alrededor del eje de rotación del agujero negro, cada
región afecta a la materia y a la luz de forma diferente. La esfera
fotónica exterior, por ejemplo, es un área donde la luz se ve
arrastrada a una órbita inestable. La ergoesfera ofrece una última
oportunidad para el escape de aquellos objetos que se muevan a
velocidades muy próximas a la de la luz. Cualquier cosa que atraviesa
el horizonte de sucesos, sin embargo, cae irremediablemente hacia la
singularidad en la forma de un disco.
El más sencillo es el
agujero negro de Schwarzschild. No tiene giro ni carga. Consiste
solo en una singularidad rodeada por un horizonte de sucesos. Todo
lo que atraviesa el horizonte de sucesos es forzado hacia la
singularidad.
Por definición todos los agujeros negros tienen la misma estructura
básica, o sea, sin excepciones poseen masa; sin embargo, teóricamente se
conciben diferentes tipos de agujeros. En su forma más simple, conocida
como agujero negro de Schwarzschild ( en honor al astrónomo alemán Karl
Schwarzschild), la masa es la única propiedad de dicho objeto, y toda ella
se encuentra concentrada en un único punto de densidad infinita denominado
singularidad. Pero para un agujero negro de origen estelar, de las
características que distinguen a una estrella -masa, luminosidad, color,
composición química, rotación y carga eléctrica- aparte de la masa, éstos
retienen las propiedades de rotación y carga eléctrica. Para otros
agujeros negros con distinto origen se han desarrollado otros modelos de
estructura con distintas combinaciones de las tres propiedades. Una
definición simple y general para describir la estructura de un agujero
negro es aquella a la cual se le asignan tres propiedades: masa, momento
angular y carga eléctrica.
El agujero negro con carga
eléctrica es conocido en física como el modelo de
Reissner-Nordstrom. Este agujero tiene la particularidad que es
estático, o sea, no posee giro. En el se hallan dos horizontes de
sucesos. La región entre ambos es una zona de sentido único, en la
que la materia solo puede moverse hacia adentro. Una vez traspasado
el horizonte interior, la materia no es aspirada hacia
adentro.
Debido a la manera en la que los agujeros negros se forman, en el
universo real uno de estos objetos con carga eléctrica neta es un fenómeno
bastante improbable, ya que masas muy masivas con un exceso de carga
positiva o negativa, rápidamente se neutralizaría con la atracción de la
carga opuesta. La forma de la materia en un agujero negro no se conoce, en
parte porque está oculta para el observador externo, y en parte porque, en
teoría, la materia continuaría su proceso colapsante hasta llegar a tener
un radio cero, un punto en que matemáticamente se le conoce como
«singularidad de densidad infinita», algo con lo que no tenemos
experiencia aquí en la Tierra.
En un agujero negro de
Kerr, que es giratorio, la singularidad está alargada en forma de
anillo y rodeada por dos horizontes de sucesos. Más allá del
horizonte externo está la ergosfera, una región donde la materia no
sólo es arrastrada hacia dentro, sino que también gira en
remolino.
En la figura ilustrada del encabezado de esta
sección se intenta mostrar el agujero negro de Roy Kerr, neozelandés,
científico de la Universidad de Texas, quién, en 1963, halló una solución
matemática exacta a la ecuación de Einstein que describía un agujero negro
en rotación. Este notable hallazgo trascendía la anterior solución de
Schwarzschild que ya hemos enunciado, que describía sólo masas que no se
hallaban en estado de rotación. Los trabajos matemáticos de Kerr pudieron
demostrar que era imposible que escapara energía de un agujero negro en
rotación. Al salir energía, la rotación disminuye. Se trata de un agujero
negro que tiene tanta masa como rotación. La física que se deriva del
movimiento de rotación del agujero alrededor de un eje, da lugar a una
singularidad que no se concentra en un punto como en el modelo de
Schwarzschild, sino que toma la forma de un anillo. Además, en su
movimiento de rotación, el agujero negro arrastra el espaciotiempo
consigo, en un fenómeno conocido como arrastre del sistema de referencia.
Las regiones que rodean a esta singularidad anular se dividen en dominios
de diferentes características. Las regiones más externas, conocidas como
las esferas fotónicas e interiores, son zonas donde la luz, incidiendo con
el ángulo adecuado, pasa a describir una órbita en torno al agujero negro. En la región denominada ergoesfera, cuya
frontera exterior recibe el nombre de límite estático, ningún objeto puede
permanecer en reposo ya que, tal como dicta el fenómeno del arrastre del
sistema de referencia, el propio espaciotiempo se encuentra en movimiento
entorno a la singularidad. En el interior de la ergoesfera es todavía
posible, al menos teóricamente, escapar de la atracción gravitatoria del
agujero negro, pero una vez que un objeto atraviesa la frontera que
delimita el horizonte de sucesos, toda posibilidad de evasión queda
coartada, incluso el escape de la luz.
Los agujeros negros surgen en forma natural de las teorías físicas con
las cuales se está trabajando en la actualidad. Ya hemos señalado que los
agujeros negros tienen masa y que esta se encuentra afectada para generar
una poderosa fuerza gravitatoria. Esta fuerza gravitacional, por su
intensidad, debería afectar a los objetos cercanos. Los astrofísicos
teóricos elaboran modelos para estimar cuál sería el comportamiento
estructural de un agujero negro cuando este se encuentra inserto dentro de
la mecánica de un sistema binario, o sea, acompañado por una estrella.
Existen evidencias observacionales conseguidas a través de detecciones de
emisiones de rayos X, cuyas características no se encuentran amparadas
dentro de series tipificadas como comunes. Se han localizado ya más de un
millar de fuentes emisoras de rayos X en el cielo. Proporcionan claves
transcendentales sobre la naturaleza del universo.
Muchas de estas fuentes de rayos X son púlsares, fáciles de
identificar por la regularidad que muestran en sus pulsaciones generadas
por la rotación de la estrella de neutrones. Se ha determinado la posición
de cerca de una docena de estos púlsares de rayos X con tanta precisión
que los astrónomos ópticos pueden dirigir sus telescopios al punto
indicado e identificar a la compañera visible. Los astrónomos a veces
detectan que la intensidad de los rayos X y de las radioondas que emiten
estos púlsares se incrementan en un factor superior a mil. Se cree que
cuando ello ocurre se debe a que el «punto caliente» de la estrella de
neutrones (su polo magnético sur o norte, donde cae más abundantemente la
materia en el interior de la estrella) se encuentra orientado hacia la
Tierra y recibimos el impacto directo del haz de rayos X y de radio-ondas.
Cualquier cosa
que traspase las fronteras del horizonte de sucesos está condenada a
ser aplastada y absorbida hacia las profundidades por los efectos de
la inmensa fuerza gravitatoria de un agujero negro. Ni la luz
visible o los rayos X o cualquier otra forma de radiación
electromagnética en forma de partículas puede eludir el destino de
ser atrapada por la inconmensurable fuerza gravitatoria que actúa en
esa área del agujero. Gases y partículas que se encuentran
arremolinadas cerca de un agujero negro se aceleran y forman un
aplanado disco. Rozaduras ocasionadas por colisiones entre las
partículas hace que se calienten a temperaturas extremas. Antes que
las partículas traspasen la frontera del horizonte de sucesos, su
temperatura alcanza cientos de millones de grados, produciéndose
violentas emisiones de rayos X.
Hay otras fuentes de rayos X que no se ajustan a tipificaciones
claras. Ello ocurre en sistemas binarios cuando una de las compañeras es
una estrella enana blanca, de neutrones o un agujero negro. El objeto más
denso que órbita cerca de una estrella compañera común, absorbe materia de
esta última y, como consecuencia de ello, hay violentas emisiones de rayos
X. Según algunos modelos teóricos, que se manejan para explicar esas
emisiones de rayos X, contemplan a un agujero negro cuya fuerza
gravitacional que se debe dar en sus cercanías debería ser muy intensa, y
podría tener efectos notables en su entorno.
El agujero negro debería
arrancar material desde la estrella compañera el cual sería alojado
alrededor del agujero formando un «disco de acreción» similar al disco de
anillos que rodea al planeta Saturno. Al ser atraído el material de
acreción hacia las "fauces" del agujero negro, éste se tendería a aplastar
y a calentarse a temperaturas altísimas y, cuando se va colando por la
garganta del agujero, emitiría violentísimas emisiones de rayos X. El
primer ejemplo de la posible existencia de un agujero negro fue
descubierto precisamente por ese efecto gravitatorio en una estrella
acompañante.
El gas arrebatado por un
agujero negro desde una estrella compañera se aloja en una órbita
Kepleriana sobre el agujero. Si puede conseguir librarse de su
momento angular, se hundirá lentamente hacia el agujero negro en una
espiral gradual:
Los gases acretados, alojados a una distancia
dr, al ser engullidos por el agujero negro liberan energía
gravitatoria.
DE = -G M m D
r / 2 r 2
Actualmente, los teóricos han seguido profundizando en el estudio de los
agujeros negros. Gran parte de esos trabajos los inspira Stephen Hawking,
un brillante físico inglés de la Universidad de Cambridge. Se puede decir
que una gran parte de su talento, Hawking lo ha destinado a la
investigación de los agujeros negros. Él, e independientemente Jacob
Bekenstein, físico teórico israelí, descubrieron una sorprendente relación
entre los agujeros negros y la entropía,
o sea, una relación de una propiedad termodinámica con una consecuencia de
la teoría de la gravitación.
Para encontrarle el sentido a la relación que hemos enunciado, podemos
explicarlo señalando que la entropía está referida como una medida del
desorden de los sistemas físicos. Los sistemas ordenados, como el cristal
con sus átomos claramente dispuestos, tienen poca o casi nada de entropía,
mientras que los muy desordenados como los gases, en que los átomos se
desplazan en forma indisciplinada y aleatoria de una lado para otro,
tienen bastante. Según la segunda ley de la termodinámica, la entropía de
un sistema físico cerrado no decrece : las cosas pueden pasar a estar más
desordenadas, pero jamás menos. Una consecuencia de lo anterior es que la
información sobre la estructura detallada de un sistema físico tiende
siempre a dañarse; de hecho, la pérdida de tal información (adecuadamente
definida) en un sistema físico es exactamente proporcional al incremento
de su entropía. De lo anterior se deduce el encuentro para la relación
entre agujeros negros y entropía.
Ahora bien, para comprender la relación entre agujero negro y entropía
podemos señalar que se ha logrado estimar que todo lo que cae en las
"fauces" de un agujero negro se pierde para siempre, no existen formas
para que un observador situado en los entornos del agujero pueda recuperar
algo de los que cae dentro de él. La información, en particular, se
perderá hasta la eternidad al caer los objetos físicos en el agujero negro
y su pérdida incrementa la entropía del agujero. Hawking y Bekenstein
demostraron que la entropía en un agujero negro era proporcional al área
de su horizonte de sucesos. Lo anterior implica entonces que, de acuerdo a
la segunda ley de la termodinámica que nos indica que la entropía sólo se
incrementa o se mantiene constante, los agujeros negros estarían
aumentando permanentemente la extensión de su superficie y, en
consecuencia, ser cada vez mayores, sin que existan medios para librarse
de la presencia de ellos. Pero esa conclusión no es exacta. Curiosamente,
si un agujero negro carece de perturbaciones al final termina desvanecido
por emisiones de radiación. Pero ¿cómo se puede entender esto?
Hawking, estudiando la termodinámica de los agujeros negros, llegó a la conclusión que la temperatura de estos agujeros era
inversamente proporcional a su radio, considerando para ello el hecho de
que todo objeto con temperatura ha de irradiar, tal como se observa en el
carbón encendido que emite luz roja. Pero toda la estructura conceptual
del agujero negro se sostiene en el hecho de que nada puede escapar de él,
ni siquiera la radiación. Se plantea, pues, una paradoja: ¿Cómo podían
irradiar los agujeros negros? Hawking lo resolvió en 1974, descubriendo
los medios por los cuales los agujeros negros irradian una cantidad
precisa determinada por una temperatura directamente proporcional a su
gravedad superficial e inversamente proporcional a su masa, o sea, igual
como lo hacen cualquier objeto con un cuerpo cálido . La síntesis de la
argumentación dada por Hawking para sostener lo anterior puede describirse
de la siguiente manera: Reafirma que toda la radiación situada dentro del
horizonte de sucesos (la superficie del agujero) no puede escapar, no
obstante lo que queda inmediatamente fuera del límite, sí puede hacerlo.
Hawking señala que el potente campo gravitatorio que limita con la
superficie del agujero puede crear espontáneamente una partícula y su
correspondiente antipartícula. Las teorías del campo cuántico de las
partículas elementales establecen precisamente asimiles procesos de
creación que han sido reiteradamente comprobados en experimentos de
laboratorio. Según Hawking, una partícula del par creado cae en el agujero
negro (se pierde para siempre), mientras la otra escapa y puede
aniquilarse con otra partícula en su fuga, convirtiéndose en radiación
pura.
A la radiación que fluye desde un agujero negro se le ha denominado
«radiación de Hawking».
Los
agujeros negros tienen una entropía proporcional al área del horizonte, en
consecuencia, también deberían tener una temperatura no-cero proporcional
a la gravedad de superficie. Consideremos un agujero negro que está en
contacto con la radiación térmica a una temperatura inferior que la de
otro agujero negro (figura de la izquierda). El agujero negro absorberá
parte de la radiación pero no será capaz de enviar nada hacia afuera,
puesto que, según la teoría clásica nada puede salir de un agujero negro.
Así se tiene calor que fluye desde la radiación térmica de temperatura
baja hacia el agujero negro de temperatura alta. Esto violenta la segunda
ley de la termodinámica porque la pérdida de la entropía desde la
radiación térmica sería mayor que el aumento de la entropía del agujero
negro. Pero ello que aparece como inconsistencia se arrincona cuando
Hawking descubrió que los agujeros negros emitían radiación que era
exactamente térmica.
Desde que Hawking demostró matemáticamente de que los agujeros negros
pueden efectuar emisiones térmicas ha sido confirmada por otros
investigadores con distintos enfoques. Describimos aquí uno de los tantos
modos que se usan para comprender esa emisión. La mecánica cuántica
implica que el conjunto del espacio se halla ocupado por pares de
partículas y antipartículas« virtuales» que se materializan constantemente
en parejas, separándose e integrándose para aniquilarse entre sí. Se
denominan virtuales a estas partículas porque, a diferencia de las
«reales», no pueden ser observadas directamente mediante un detector de
partículas. Sin embargo, se pueden medir sus efectos indirectos y su
existencia ha quedado confirmada por un pequeño desplazamiento, el cual lo
conocemos como «corrimiento de Lamb», que originan en el espectro luminoso
de átomos de hidrógeno excitados. En presencia de un agujero negro, un
miembro de un par de partículas virtuales puede caer en el agujero,
dejando al otro miembro sin pareja con la que aniquilarse. La partícula o
antipartícula abandonada puede caer en el agujero negro tras su pareja,
pero también es posible que escape al infinito donde aparece como
radiación emitida por el agujero negro.
Otro modo de examinar el proceso consiste en considerar al miembro de
la pareja de partículas que cae en el agujero negro, que podría ser la
antipartícula, como una partícula que en realidad retrocede en el tiempo.
Así cabe observar la antipartícula que cae en el agujero negro como una
partícula que emerge de éste pero retrocede en el tiempo. Cuando la
partícula llega al punto en que se materializó originariamente el par
partícula-antipartícula, es dispersada por el campo gravitatorio y en
consecuencia avanza en el tiempo.
Es la mecánica cuántica la que al fin otorga la posibilidad que una
partícula pueda escapar de la parte interior de las fauces de un agujero
negro, lo que no permite las posibilidades que otorga la mecánica clásica,
como ocurre también en situaciones que se dan en la física atómica y
nuclear en que sólo las posibilidades de la mecánica cuántica permite a
partículas saltar alguna barreras.
Finalmente, señalemos que la radiación que se calcula para grandes
agujeros negros que pueden formarse desde estrellas colapsadas es
prácticamente insignificante. Pero los mini agujeros negros deberían ser
muy "calientes", e irradian su masa rápidamente, en un espectacular
estallido de radiación de Hawking. Mini agujeros negros que pudieron
formarse cuando el Big Bang podrían estar ahora estallando por ahí, pero
no ha sido posible lograr ubicarlos. Quizás hoy solamente existan agujeros
negros grandes y supermasivos y los muy pequeños ya hayan desaparecido sin
dejar huellas apreciables, salvo la posible emisión, desde lugares
relativamente cercanos de donde se hallaba, de intensas radiaciones de
rayos gamma con una energía de unos 100 millones de eV. Lo último se debe
a que se estima que, a medida que un agujero negro emite partículas, va
disminuyendo su masa y tamaño constantemente. Esto facilita el escape de
más partículas y así la emisión proseguirá a un ritmo siempre creciente
hasta que el agujero negro acabe por esfumarse. En el largo plazo, cada
agujero negro que esté cohabitando en el universo se extinguirá de ese
modo. Pero en lo que se refiere a agujeros negros medianos, el tiempo será
desde luego muy largo: uno que tenga la masa del Sol durará
aproximadamente unos 1066 años. Por otro lado, los agujeros
negros supermasivos también terminarían desapareciendo debido a las mismas
causas que se han descrito para los otros tamaños de agujeros, pero el
tiempo de vida que podrían tener --por lo menos para mí-- es,
prácticamente, inconmensurable.