LO INVISIBLE

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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.

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 él 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.

D E = -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.