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Los agujeros negros son cuerpos cósmicos que acumulan una inmensa cantidad de masa en un espacio sorprendentemente pequeño. Debido a su gravedad extremadamente intensa, nada puede escapar de su alcance, ni siquiera la luz, que define el límite de velocidad del universo.

El 10 de abril de 2019 marcó un hito en la historia de la ciencia cuando el equipo del Event Horizon Telescope reveló la primera imagen de un agujero negro supermasivo. Como resultado, estas áreas del espacio creadas cuando las estrellas llegan al final de su quema de combustible nuclear y colapsan creando pozos gravitacionales masivos, completaron su transición de la teoría a la realidad.

Esta transición se ha solidificado aún más desde que se reveló una segunda imagen mucho más clara del agujero negro supermasivo (SMBH) en el centro de la galaxia Messier 87 (M87). Esta segunda imagen revela detalles como la orientación de los campos magnéticos que la rodean e impulsan sus poderosos chorros que se extienden por años luz.

(Colaboración EHT)

Sin embargo, el estudio de los agujeros negros podría enseñarnos mucho más que estos eventos del espacio-tiempo y los entornos que los albergan. Debido a que los cosmólogos creen que la mayoría de las galaxias tienen un SMBH en su centro, que consume material con avidez como una araña gorda que acecha en el centro de una red cósmica, aprender más sobre estos eventos del espacio-tiempo también puede enseñarnos cómo evolucionan las galaxias.

El origen de los agujeros negros es inverso al de la mayoría de los objetos astronómicos. No descubrimos algún objeto misterioso en el cosmos distante y luego comenzamos a teorizar sobre él mientras hacíamos más observaciones.

Más bien, los agujeros negros ingresaron al léxico científico de una manera que recuerda más a las partículas recién teorizadas en la física de partículas; emergiendo primero de las soluciones a las matemáticas complejas. En el caso de los agujeros negros, las soluciones a las ecuaciones de campo empleadas por Einstein en su teoría más importante y revolucionaria.

Así como un agujero negro físico se forma a partir del colapso de una estrella, la teoría de los agujeros negros surgió del colapso metafórico de las ecuaciones de campo que gobiernan la teoría geométrica de la gravedad; más conocida como relatividad general.

Uno de los conceptos erróneos más comunes sobre los agujeros negros surge de su singularidad intrínseca y del hecho de que realmente no hay nada como ellos en el Universo.

Eso está deformado: los agujeros negros y su efecto en el espacio-tiempo

La relatividad general introdujo la idea de que la masa tiene un efecto sobre el espacio-tiempo, un concepto fundamental para la idea de que el espacio y el tiempo no son etapas pasivas en las que se desarrollan los eventos del universo. En cambio, esos eventos dan forma a esa etapa. Como John Wheeler nos dijo brillante y simplemente; cuando se trata de la relatividad general:

La materia le dice al espacio cómo curvarse. El espacio le dice a la materia cómo moverse.

Juan Wheeler

La analogía más común para esta deformación del espacio es la de colocar objetos sobre una lámina de goma estirada. Cuanto más grande es el objeto, más profunda es la abolladura y más extrema la curvatura que crea. En nuestra analogía, un planeta es una canica, una estrella una manzana y un agujero negro una bala de cañón.

Por lo tanto, considerar esto como un agujero negro no es realmente un objeto en absoluto, sino que en realidad se describe mejor como un evento de espacio-tiempo. Cuando decimos agujero negro, lo que realmente queremos decir es un área del espacio que está tan deformada por una gran cantidad de masa condensada en un punto finito que incluso la luz misma no tiene la velocidad necesaria para escapar.

Este punto en el que la luz ya no puede escapar marca la primera de dos singularidades que definen los puntos de los agujeros negros en los que las soluciones de las ecuaciones de la relatividad general tienden al infinito.

El Event Horizon y la Singularidad Central

El horizonte de sucesos de un agujero negro es el punto en el que su velocidad de escape supera la velocidad de la luz en el vacío ( c ). Esto ocurre en un radio llamado radio de Schwarzchild llamado así por el astrofísico Karl Schwarzschild, quien desarrolló una solución para las ecuaciones de campo de Einstiens mientras servía en el frente oriental en la Primera Guerra Mundial.

Su solución a las ecuaciones de campo de Einstein, que como era de esperar se conocería como la solución de Schwarzschild, describía la geometría del espacio-tiempo de una región vacía del espacio. Tenía dos características interesantes, dos singularidades, una singularidad coordinada y la otra, una singularidad gravitatoria. Ambos adquieren importancia en el estudio de los agujeros negros.

Tratando primero con la singularidad de las coordenadas, o el radio de Schwarzchild.

El radio de Schwarzchild (Rs) también adquiere un significado especial en los casos en que el radio de un cuerpo se contrae dentro de este radio de Schwarzschild (es decir, Rs >r ). Cuando el radio de un cuerpo se reduce dentro de este límite, se convierte en un agujero negro.

Todos los cuerpos tienen un radio de Schwarzschild, pero como puede ver en el siguiente cálculo para un cuerpo como la Tierra, Rs se encuentra dentro de su radio.

Eso es parte de lo que hace únicos a los agujeros negros; su radio de Schwartzchild está fuera de su radio físico porque su masa está comprimida en un espacio tan pequeño.

Debido a que el borde exterior del horizonte de eventos es el último punto en el que la luz puede escapar, también marca el último punto en el que los observadores distantes pueden ver los eventos. Cualquier cosa más allá de este punto nunca puede ser observada.

La razón por la que el radio de Schwarzschild se denomina singularidad coordinada es que se puede eliminar con una elección inteligente del sistema de coordenadas. La segunda singularidad no puede ser tratada de esta manera. Esto lo convierte en la verdadera singularidad física del propio agujero negro.

Esto se conoce como la singularidad gravitacional y se encuentra en el centro del agujero negro ( r = 0). Este es el punto final de cada partícula que cae en un agujero negro. También es el punto en el que las ecuaciones de campo de Einstein rompen, tal vez incluso todas las leyes de la física.

El hecho de que la velocidad de escape del horizonte de eventos exceda la velocidad de la luz significa que ninguna señal física podría llevar información desde la singularidad central a los observadores distantes. Estamos para siempre aislados de este aspecto de los agujeros negros, que por lo tanto permanecerá para siempre en el dominio de la teoría.

Cómo hacer un agujero negro

Ya hemos visto que para que un cuerpo con la masa de la Tierra se convierta en un agujero negro, su diámetro tendría que reducirse a menos de 2 cm. Obviamente, esto es algo que simplemente no es posible. De hecho, ni siquiera nuestro Sol tiene suficiente masa para terminar su vida como un agujero negro. Solo las estrellas con alrededor de tres veces la masa del Sol son lo suficientemente masivas como para terminar sus vidas de esta manera.

Pero ¿por qué es ese el caso?

No te sorprenderá saber que para que un cuerpo astronómico se convierta en un agujero negro debe cumplir y superar una serie de límites. Estos límites son creados por fuerzas externas que resisten contra la fuerza interna que conduce al colapso gravitatorio.

Para los planetas y otros cuerpos con masas relativamente pequeñas, la repulsión electromagnética entre los átomos es lo suficientemente fuerte como para otorgarles estabilidad contra el colapso gravitatorio total. Para estrellas grandes la situación es diferente.

Durante el ciclo de vida principal de las estrellas, el período de la fusión de los átomos de hidrógeno en átomos de helio, la principal protección contra el colapso gravitatorio son las presiones térmicas y de radiación hacia el exterior que se generan por estos procesos nucleares. Eso significa que la primera ola de colapso gravitatorio ocurre cuando el combustible de hidrógeno de una estrella se agota y ya no se puede resistir la presión interna.

Si una estrella tiene suficiente masa, este colapso fuerza la unión de átomos en el núcleo lo suficiente como para reavivar la fusión nuclear con átomos de helio que ahora se fusionan para crear elementos más pesados. Cuando se agota este helio, el proceso vuelve a ocurrir, y el colapso se detiene nuevamente si hay suficiente presión para desencadenar la fusión de elementos aún más pesados.

Estrellas como el Sol eventualmente llegarán al punto en que su masa ya no sea suficiente para iniciar la quema nuclear de elementos cada vez más pesados. Pero si no es la fusión nuclear la que genera las fuerzas externas que evitan el colapso total, ¿qué impide que estas estrellas de menor masa se conviertan en agujeros negros?

Poner límites al colapso gravitacional

Las estrellas de menor masa como el Sol terminarán sus vidas como estrellas enanas blancas con un agujero negro fuera de su alcance. El mecanismo que protege a estas enanas blancas contra el colapso total es un fenómeno mecánico cuántico llamado degeneración.

Esta presión de degeneración es un factor del principio de exclusión de Pauli, que establece que ciertas partículas conocidas como fermiones, que incluyen electrones, protones y neutrones, tienen prohibido ocupar los mismos estados cuánticos. Esto significa que se resisten a estar muy apretados.

Esta teoría y la limitación que introdujo llevaron al astrofísico indio-estadounidense Subrahmanyan Chandrasekhar a preguntarse si había un límite superior en el que fallaría esta protección contra el colapso gravitatorio.

Chandrasekhar, galardonado con el Premio Nobel de física en 1983 por su trabajo sobre la evolución estelar, propuso en 1931 que por encima de 1,4 masas solares, una enana blanca ya no estaría protegida del colapso gravitacional por la presión de degeneración. Más allá de este límite, denominado límite de Chandrasekhar, la gravedad supera el principio de exclusión de Pauli y el colapso gravitatorio puede continuar.

Pero hay otro límite que impide que las estrellas incluso de esta masa mayor creen agujeros negros.

Gracias al descubrimiento de los neutrones en 1932, el compañero neutral de los protones en los núcleos atómicos, el físico teórico ruso Lev Landau comenzó a reflexionar sobre la posible existencia de estrellas de neutrones. La parte externa de estas estrellas contendría núcleos ricos en neutrones, mientras que las secciones internas estarían formadas por un fluido cuántico compuesto principalmente por neutrones.

Estas estrellas de neutrones también estarían protegidas contra el colapso gravitatorio por la presión de degeneración proporcionada esta vez por este fluido de neutrones. Además de esto, la mayor masa del neutrón en comparación con el electrón permitiría que las estrellas de neutrones alcanzaran una mayor densidad antes de sufrir un colapso.

Para 1939, Robert Oppenheimer había calculado que el límite de masa para las estrellas de neutrones sería aproximadamente 3 veces la masa del Sol.

Para poner esto en perspectiva, se esperaría que una enana blanca con la masa del Sol tuviera una millonésima parte del volumen de nuestras estrellas, lo que le daría un radio de 5000 km, aproximadamente el de la Tierra. Sin embargo, una estrella de neutrones de una masa similar tendría un radio de unos 20 km, aproximadamente del tamaño de una ciudad.

Por encima del límite de Oppenheimer-Volkoff, el colapso gravitatorio comienza de nuevo. Esta vez no existen límites entre este colapso y la creación del estado más denso posible en el que puede existir la materia. El estado que se encuentra en la singularidad central de un agujero negro.

Hemos cubierto la creación de agujeros negros y los obstáculos que se interponen en el camino de la formación de tales áreas de espacio-tiempo, pero la teoría aún no está lista para entregar los agujeros negros a las observaciones prácticas. Las ecuaciones de campo de la relatividad general también pueden ser útiles en la categorización de agujeros negros.

Los cuatro tipos de agujeros negros

Categorizar los agujeros negros es bastante sencillo gracias al hecho de que poseen muy pocas cualidades independientes. John Wheeler tenía una manera colorida de describir esta falta de características. El físico comentó una vez que los agujeros negros no tienen pelo, lo que significa que fuera de algunas características, son esencialmente indistinguibles. Este comentario quedó inmortalizado como el teorema sin cabello de los agujeros negros.

Los agujeros negros tienen solo tres propiedades medibles independientes: masa, momento angular y carga eléctrica. Todos los agujeros negros deben tener masa, por lo que esto significa que solo hay cuatro tipos diferentes de agujeros negros basados ​​en estas cualidades. Cada uno está definido por la métrica o la función utilizada para describirlo.

Esto significa que los agujeros negros se pueden clasificar fácilmente por las propiedades que poseen, como se ve a continuación.

Sin embargo, este no es el método más común o más adecuado para clasificar los agujeros negros. Como la masa es la única propiedad común a todos los agujeros negros, la forma más sencilla y natural de enumerarlos es por su masa. Estas categorías de masa están definidas de manera imperfecta y, hasta el momento, los agujeros negros en algunas de las categorías, en particular los agujeros negros intermedios, siguen sin ser detectados.

Los cosmólogos creen que la mayoría de los agujeros negros son agujeros negros de Kerr giratorios y sin carga. Y el estudio de estos eventos del espacio-tiempo revela un fenómeno que ejemplifica perfectamente su poder e influencia en el espacio-tiempo.

La anatomía de un agujero negro de Kerr

Las matemáticas de la métrica de Kerr utilizada para describir los agujeros negros giratorios sin carga revelan que, a medida que giran, la estructura misma del espacio-tiempo que los rodea es arrastrada en la dirección de la rotación.

El poderoso fenómeno se conoce como arrastre de fotogramas o efecto Lense-Thirring y conduce a los entornos violentos y agitados que rodean los agujeros negros de Kerr. Investigaciones recientes han revelado que este arrastre de marcos podría ser responsable de la ruptura y reconexión de líneas de campo magnético que, a su vez, lanzan poderosos chorros astrofísicos al cosmos.

El límite estático de un agujero negro de Kerr también tiene un significado físico interesante. Este es el punto en el que la luz o cualquier partícula ya no es libre de viajar en ninguna dirección. Aunque no es una superficie que atrapa la luz como el horizonte de sucesos, el límite estático atrae la luz en la dirección de rotación del agujero negro. Por lo tanto, la luz aún puede escapar del límite estático, pero solo en una dirección específica.

El físico teórico británico y premio Nobel de 2020, Sir Roger Penrose, también sugirió que el límite estático podría ser responsable de un proceso que podría causar que los agujeros negros escapen energía al Universo circundante. Si una partícula decae en una partícula y su correspondiente antipartícula en el borde del límite estático, sería posible que esta última cayera en el agujero negro, mientras que su contraparte es lanzada al Universo circundante.

Esto tiene el efecto neto de reducir la masa de los agujeros negros mientras aumenta el contenido de masa del Universo más amplio.

Hemos visto lo que le sucede a la luz en el borde de un agujero negro y explorado el destino de las partículas que caen dentro del límite estático de un agujero negro de Kerr, pero ¿qué le sucedería a un astronauta que se desviara demasiado cerca del borde de tal evento en el espacio-tiempo?

Muerte por espaguetificación

Por supuesto, cualquier astronauta que caiga en un agujero negro sería completamente aplastado al alcanzar su singularidad gravitatoria central, pero el viaje puede significar la perdición incluso antes de que se alcance este punto. Esto es gracias a las fuerzas de marea generadas por la inmensa influencia gravitacional de los agujeros negros.

A medida que el centro de masa de los astronautas cae hacia el agujero negro, el efecto de los objetos en el espacio-tiempo a su alrededor hace que la cabeza y los pies lleguen en momentos significativamente diferentes. La diferencia en la fuerza gravitacional en la cabeza y los pies de los astronautas da lugar a una fuerza de marea tan grande que significa que su cuerpo se comprimiría a los lados y se estiraría simultáneamente.

Los físicos se refieren a este proceso como espaguetificación. Un nombre ingenioso para una manera bastante horrible de morir. Afortunadamente, todavía no hemos perdido a ningún astronauta por esta extraña desaparición, pero los astrónomos han podido observar cómo las estrellas corren el mismo destino.

Para un agujero negro de masa estelar, la espaguetificación ocurriría no solo antes de que nuestro astronauta alcance la singularidad central, sino también mucho antes de que alcancen el horizonte de eventos. Para un agujero negro de 40 veces la masa de nuestro Sol, la espaguetificación ocurriría a unos 1.000 km del horizonte de sucesos, que está, en sí mismo, a 120 km de la singularidad gravitacional central.

Además de desarrollar el límite de Oppenheimer-Volkoff, Oppenheimer también utilizó la relatividad general para describir cómo debería aparecer un colapso gravitacional total para un observador distante. Considerarían que el colapso tomaría un tiempo infinitamente largo, el proceso parecería ralentizarse y congelarse a medida que la superficie de las estrellas se encoge hacia el radio de Schwarzschild.

Un astronauta que cae en un agujero negro sería inmortalizado de manera similar a un observador distante, aunque ellos mismos podrían haber sobrevivido a la espaguetización, no notarían nada. El paso de Rs les parecería una parte natural de la caída a pesar de que marca el punto de no retorno.

Mucho más para aprender

Después de emerger de las matemáticas de la relatividad general en las primeras etapas del siglo XX, los agujeros negros han pasado de ser una curiosidad teórica al estatus de realidad científica. En el proceso, se han abierto camino de manera indeleble en nuestra cultura y léxico.

La colaboración Event Horizon Telescope (EHT), que produjo la primera imagen de un agujero negro lanzada en 2019, tiene hoy una nueva vista del objeto masivo en el centro de la galaxia Messier 87 (M87): cómo se ve en polarizado. luz. Esta es la primera vez que los astrónomos han podido medir la polarización, una firma de campos magnéticos, tan cerca del borde de un agujero negro. (Colaboración EHT)

Quizás lo más emocionante de los agujeros negros es que aún no sabemos mucho sobre ellos. Como ejemplo sorprendente de eso, casi toda la información enumerada anteriormente resultó solo de la teoría y la interrogación de las matemáticas de las ecuaciones de campo de Einstein.

Desbloquear los secretos que guardan los agujeros negros podría, a su vez, revelar cómo evolucionan las galaxias y cómo ha cambiado el Universo desde sus primeras épocas.

Fuentes y lecturas adicionales

Relatividad, Gravitación y Cosmología , Robert J. Lambourne, Cambridge Press , [2010].

Relatividad, Gravitación y Cosmología: Introducción básica, Ta-Pei Cheng, Oxford University Press , [2005].

Astrofísica de entornos extremos , Ulrich Kolb, Cambridge Press , [2010].

Evolución estelar y nucleosíntesis , Sean G. Ryan, Andrew J. Norton, Cambridge Press , [2010].

Cosmología , Matts Roos, Wiley Publishing , [2003].

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