¿Qué son y de dónde salen los agujeros negros?

Uno de los temas que más influencia mediática tienen en los medios de comunicación a la hora de hablar de ciencia son los agujeros negros. Me encontré con la siguiente noticia publicada a principios de mes (noticia), me puse en el papel del viandante medio y pensé que para él debe parecer un tema muy interesante, pero que leyendo solo la noticia no tendría ni idea de lo que es un agujero negro. Seguro que más de uno, al ver este tipo de noticias, ha pensado ¿pero eso que es? ¿de dónde viene? Pues bien, si eres una de esas personas, hoy vas a descubrir realmente qué es un agujero negro y cómo se forma (¡y muchas cosas más!). Si no eres ese tipo de personas, tampoco pasa nada, si te quedas vas a aprenderlo igual y, hazme caso, es un tema del que merece la pena aprender. Si ves algún tecnicismo que no entiendas, tienes dos opciones: o bien saltártelo o bien buscar en internet lo que significa, pero no te preocupes, la idea principal se entiende sin saber necesariamente lo que son esos tecnicismos. Aunque, si quieres profundizar en ellos, te animo encarecidamente. Después de leer esto verás los agujeros negros con otros ojos.

Una breve introducción a la relatividad general

A principios del siglo XX, allá por el año 1915, un brillante científico, Albert Einstein, presenta una nueva teoría: la teoría de la relatividad general. Mediante esta teoría se dio una nueva visión de cómo la gravedad actúa realmente. El posicionamiento de una masa en el espacio hará que este se deforme y que, por lo tanto, también lo haga la trayectoria de todo aquello que por el se mueva. Esto explica por qué la trayectoria de los fotones cambia en presencia de una masa dada, fenómeno que la teoría clásica de la gravitación de Newton no podía explicar, entre otras cosas. Más allá de cómo cambia el espacio en función de la masa, la teoría de la relatividad general de Einstein nos dice que el tiempo también cambiará con el posicionamiento de una masa, efecto denominado dilatación temporal gravitacional, según el cual el tiempo pasará más despacio a medida que el espacio sea más curvo.

Una buena analogía es la siguiente: Consideremos una lona con una tensión lo suficientemente grande como para que se mantenga tensa y que cuando posicionemos una masa en ella esta se deforme. Situemos ahora en el centro una bola de bolos. Veremos que la lona se deforma de manera considerable. Si lanzamos ahora una pelota de tenis a lo largo de la lona, veremos que su movimiento será alterado por deformación generada por la masa de la bola de bolos, adaptándose esta trayectoria a la forma de la propia lona. La gravedad, por lo tanto es un pliegue en el espacio-tiempo generado por una masa situado en este.

La velocidad de escape y el radio de Schwarzschild

Demos, a fin de facilitar los conceptos, una vuelta al asunto y volvamos a la definición clásica de la gravedad, la cual se define como una fuerza atractiva generada por una masa. Dado que la fuerza de la gravedad es siempre atractiva, al situar una masa al lado de otra estas tenderán a unirse por efecto de esta propia fuerza. Lo mismo sucede con los objetos en la Tierra, los cuales sienten una fuerza de atracción hacia la misma. Sin embargo, haciendo un pequeño cálculo planteando la conservación de la energía mecánica y la expresión dada para fuerza de atracción gravitatoria por Isaac Newton, vemos que existe una velocidad de salida, una velocidad a partir de la cual el objeto escapará de la fuerza de atracción gravitatoria de la masa a la que está ligado: la velocidad de escape. Es decir, si tenemos, por ejemplo, un cohete con una velocidad en la superficie de la Tierra igual a la de escape (ignorando para esta explicación las fuerzas de fricción), veremos que escapará de la atracción gravitatoria del planeta. Esta velocidad de escape será proporcional a la raíz cuadrada de la masa e inversamente proporcional a la raíz cuadrada del radio (en el caso de la Tierra, su masa y su radio).

Ahora bien, si manteniendo en la expresión de la velocidad de escape la masa constante reducimos el radio, llegaremos a un valor en el que la velocidad de escape sea igual a la de la luz, un claro límite impuesto por la teoría de la relatividad de Einstein. Este valor del radio se denomina radio de Schwarzschild.

La muerte de una estrella

La formación de una estrella se da cuando una nube de gas, formada principalmente por hidrógeno, comienza a colapsar sobre sí misma debido a la atracción gravitatoria. A medida que el gas se contrae, la frecuencia con la que los átomos que lo constituyen chocan entre sí aumenta, y con esto la temperatura del gas. Llegará de esta manera a un punto en el que comiencen a fusionarse esos átomos de hidrógeno creando átomos de helio. Así, llegamos a un cuerpo celeste en el cual la presión ejercida por la gravedad y la generada por el gas y las propias reacciones nucleares están en equilibrio, formando un cuerpo estable, con un núcleo de helio y una superficie de hidrógeno: ha nacido una estrella. Sin embargo, con el tiempo las reservas de hidrógeno de la estrella se acabarán agotando. Si las condiciones de la estrella lo permiten pueden fusionarse elementos más pesados generando así más energía (de esta manera podemos ver en las estrellas más masivas diferentes capas con elementos cada vez más pesados a medida que nos acercamos al núcleo, pudiendo llegar a tener un núcleo de hierro).

Aun con esas condiciones, llegamos a lo inevitable: la muerte de la estrella. El combustible que hacía que se mantuviera estable se acaba y esta, debido a la presión generada por su propia fuerza gravitatoria empieza a comprimirse y a enfriarse. Al hacerse más pequeña, las partículas elementales están cada vez más cerca y surge una nueva fuente de presión: la presión de degeneración. Esta presión surge de un principio llamado el principio de exclusión de Pauli, según el cual dos fermiones no pueden tener los mismos números cuánticos. Si esta presión es suficiente para mantener la estrella en equilibrio se creará una enana blanca. Pero, ¿qué sucede si la presión es demasiado elevada? Subrahmanyan Chandrasekhar estableció el límite para el cual la presión de degeneración no podría oponerse a la de la gravedad, situando éste en torno a 1,4 masas solares. Este valor para la masa límite adquirió el nombre de límite de Chandrasekhar.

A partir de este límite, los protones y los electrones empiezan a combinarse generando neutrones. Aparece entonces una nueva presión generada por el principio de exclusión entre los neutrones, dejando a un lado la presión generada por el principio de exclusión de Pauli entre electrones. Si la aparición de esta presión es lo suficiente como para mantener un equilibrio en el cuerpo celeste, se creará una estrella de neutrones, la cual tendría un radio considerablemente menor que el de una enana blanca y una densidad mucho mayor. Finalmente, llegamos al caso límite en el que la estrella es tan masiva que ni tan siquiera la presión generada por el principio de exclusión entre neutrones es capaz de parar la presión generada por la propia gravedad: la formación de un agujero negro.

Junto con la muerte de una estrella se creará una violenta expulsión de las capas más externas de la fallecida debido a la repentina contracción del núcleo y a la consecuente liberación de energía. Por lo tanto, tenemos que todo destino de una estrella una vez esta ha muerto no es sino el resultante de lo que antes era su núcleo.

Analizando el agujero negro

El término de agujero negro fue acuñado en el año 1969 por el científico norteamericano John Wheeler para designar el objeto resultante a la muerte de una estrella lo suficientemente masiva como para que la presión gravitatoria supere la presión de degeneración neutrón-neutrón. La formación de un agujero negro es predicha por las ecuaciones de la relatividad general de Einstein. Una vez la estrella ha colapsado y su masa se ha contraído por debajo del radio de Schwarzschild, toda la materia se precipita hacia una singularidad, un punto de volumen cero y de densidad infinita donde el espacio-tiempo está infinitamente curvado. El horizonte de sucesos, una superficie esférica de radio igual al radio de Schwarzschild en la que la velocidad de escape es igual a la de la luz, rodea la singularidad. Puesto que, segun la teoria de la relatividad de Einstein, nada puede viajar más rápido que la luz en el espacio en el que se está moviendo, el horizonte de sucesos es la superficie de la cual nada puede salir, incluida la propia luz. Tenemos entonces una región del espacio-tiempo donde todo suceso ocurrido no puede llegar a un observador distante. Es precisamente a esa región a lo que se le llama agujero negro

Un agujero negro puede ser completamente descrito únicamente con tres magnitudes: la masa, la carga y el momento angular. Esta propiedad suele enunciarse mediante la expresión “un agujero negro no tiene pelo”.

Si miramos la estructura de un agujero negro con rotación máxima veremos que la singularidad ya no es un punto sino un anillo y que la forma del horizonte de sucesos es ahora la de un elipsoide. Alrededor de este tenemos la ergosfera, una región en la que toda partícula debe moverse en la misma dirección en la que gira el agujero negro, debido a que la propia gravedad generada por el agujero negro en rotación hace que el espacio-tiempo sea arrastrado.

Fue Stephen Hawking quien en el año 1974 dio con que los agujeros negros también emiten radiación. La explicación de esta radiación viene dada por la mecánica cuántica. Debido al principio de incertidumbre de Heisenberg, el espacio vacío no puede ser considerado como un espacio en el que todos los campos tengan un valor nulo. Es por eso que debe considerarse como un espacio o lugar en el que debe haber un mínimo de incertidumbre en el valor de un campo, el cual puede ser gravitacional o electromagnético. Puede interpretarse esta fluctuación cuántica como pares de partícula-antipartícula que se crean y se destruyen mutuamente en un tiempo extremadamente pequeño. A estas partículas se las denomina partículas virtuales. Imaginemos ahora que este proceso se da en el horizonte de sucesos. Al crearse, debido a estas fluctuaciones cuánticas, ese par de partículas justo en el horizonte de sucesos, una de ellas escapará y la otra, al haberse creado dentro del mismo agujero negro, caerá hacia él irremediablemente, precipitándose hacia la singularidad. Debido a esto, tendremos que el agujero negro habrá radiado esa primera partícula y debido a la absorción de la segunda partícula (la cual tendrá energía negativa) veremos una disminución de la masa del agujero negro. Esta radiación recibe el nombre de radiación de Hawking.

La ecuación de Hawking nos da la definición de la temperatura para el agujero negro, siendo esta la primera ecuación en utilizar de manera unificada conceptos pertenecientes a la mecánica cuántica y a la teoría de la relatividad. Según esta ecuación, la temperatura es inversamente proporcional a la masa asociada al agujero negro. Por lo tanto, a medida que va radiando la temperatura del agujero negro va aumentando debido a la disminución de su masa y, en consecuencia, irradiará más. Llegará ,mediante esta evaporación un momento en el que el agujero negro explote, siendo este un fenómeno aún no observado, al igual que la propia radiación de Hawking.

Agujeros negros primordiales

Debido a que los agujeros negros conocidos son demasiado masivos como para poder detectar su radiación, dado que la radiación que emiten es menor a la que absorben por el fondo cósmico de microondas, una posible solución para encontrar esta radiación es el analizar agujeros negros de una masa lo suficientemente pequeña.

Hemos visto cómo la formación de un agujero negro se da debido al colapso gravitatorio de una estrella fallecida. Sin embargo, esta no es la única manera de formarse un agujero negro, teniendo claro ejemplo de ello los agujeros negros primordiales. En el nacimiento del universo, tras el comienzo de la inflación y debido a la extrema densidad que había en algunas regiones del espacio causada por las fluctuaciones en la densidad de materia, se generaron agujeros negros debido al colapso de esas regiones de extrema densidad, siendo estos los ya nombrados agujeros negros primordiales.

Estos agujeros negros primordiales deberían estar los suficientemente evaporados como para

poder observarse una explosión de los mismos en algún momento.

Otro posible modo de formación

El estudio de los cuásares (un agujero negro que está absorbiendo materia y debido a lo cual hay una gran cantidad de emisión electromagnética) no solo permitió confirmar la existencia de los agujeros negros. Debido a ciertas incoherencias en el tiempo de formación de los agujeros negros supermasivos componentes de los cuásares más antiguos en relación con la teoría “estándar” de la formación de un agujero negro por el colapso gravitatorio de una estrella, se ha propuesto que la formación de un agujero negro también puede darse por un colapso directo de una nube de gas que, en principio, es lo que crea una estrella. Esto nos da una tercera opción a la formación del agujero negro, en el cual ya no tenemos el “intermediario” que es la estrella.

Bibliografía y enlaces

1. La teoría del todo; Stephen Hawking 

2. An introduction to modern astrophysics; Carrol and Ostlie

3. Revista investigación y ciencia Abril de 2018

4. El bosón de Higgs no te va a hacer la cama; Javier Santaolalla

5. https://www.youtube.com/watch?v=Qrb68U9Z5EY Explicación de la gravedad por Carl Sagan

6. Revista Investigación y Ciencia Septiembre de 2017

7. https://es.wikipedia.org/wiki/Agujero_negro Información general sobre agujeros negros

8. https://es.wikipedia.org/wiki/Supernova 

9. https://www.youtube.com/watch?v=DHdYr2FgMUo Radiación de Hawking; Javier Santaolalla

10. https://www.youtube.com/watch?v=XU2yzlwM4zU ¿Puede estar Caliente un Agujero Negro?

11. https://es.wikipedia.org/wiki/Agujero_negro_primordial Agujeros negros primordiales