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ANDRES BALAGUER

El término de agujero negro fue introducido ya hace más de 200 años, aunque el nombre sólo data de 1967, siendo formulado por el físico norteamericano John Wheeler. Tal vez la primera persona que habló de agujeros negros fue John Michel quien redactó en 1783 un  artículo acerca de este tema. En este trabajo, Michel basado en que existe una velocidad requerida para que un cuerpo logre escapar a la atracción gravitatoria de un cuerpo masivo; por ejemplo en la tierra, la velocidad de escape es de unos 11 kilómetros por segundo; y en el sol es de unos 160 kilómetros por segundo, dedujo que deberían existir estrellas tan masivas que su velocidad de escape superaría a la de la luz, que es de unos 300.000 kilómetros por segundo. En la época no se podría deducir  como la gravedad puede afecta a la luz; sólo hasta 1915, cuando en Einstein formuló su teoría general de la relatividad que se basa en que el espacio y el tiempo deben considerarse juntos como integrantes de un espacio de cuatro dimensiones llamado espacio tiempo, el cual no es plano, sino que está curvado por la materia y la energía que contiene; entonces, se puede pensar que existen cuerpos cuya masa y energía son capaces de curvar el espacio tiempo de tal manera que esa curvatura no permitiría que la luz escapase al espacio exterior; entonces, como nada puede viajar más rápido que la luz, nada podrá escapar. Esto es un agujero negro, una región de espacio tiempo de la cual nada puede escapar. Veremos cómo se puede formar un agujero negro, pero primero se expondrán los antecedentes de las estrellas que los llegan a formar.

El elemento más abundante en el universo es el hidrógeno. La vida de una estrella comienza cuando nubes de hidrógeno colapsan bajo su propia gravedad; conforme se contraen los átomos colisionan entre sí, cada vez con mayor frecuencia y a mayor velocidad. Al aumentar la velocidad, aumenta la temperatura y al suceder esto, los átomos al chocar no rebotan sino que se funden, forman helio. El calor desprendido de esta reacción hace que las estrellas brillen; la estrella se mantiene estable gracias a que la presión ejercida por gas hacia afuera equilibra la fuerza de gravedad que hace contraer a la estrella. Estamos hablando de una estrella de unas diez masas solares. Durante la mayor parte de su existencia, unos mil millones de años, la estrella generará calor en su núcleo; paradójicamente, una estrella entre más grande sea, más corta será su existencia, debido a que entre más masiva es, más caliente debe estar para contrarrestar su fuerza gravitatoria; entre más calientes, más rápido asumen su combustible. Al agotar su combustible la estrella no puede crear contra fuerza a la gravedad y esto hace que colapse bajo su propio peso.

Rápidamente, la velocidad de escape ascenderá a los 300.000 kilómetros por segundo; es decir que un objeto disparado hacia arriba a esta velocidad sería retenido por el campo gravitatorio de la estrella, pero como la teoría general de la relatividad prohibiría un objeto viajar más rápido que la luz, tenemos como resultado un agujero negro: una región del espacio tiempo de la cual ni siquiera la luz puede escapar. El radio de la estrella cuando esto sucede es conocido como el radio de Schwarzchild, en honor al astrónomo alemán del mismo nombre, y es proporcional a la masa total. Este radio equivale a 12 GM/C, en donde G es la constante de la gravitación universal; M es la masa total y C es la velocidad de la luz.  Al llegar a este radio, el ritmo del tiempo sobre la superficie de la estrella en colapso, con relación a un lugar muy alejado, decrece aceleradamente; rápidamente, el tiempo en la superficie de la estrella medido con un reloj lejano llega a pararse prácticamente, y para un observador lejano, el colapso de la estrella parece haberse detenido abruptamente. Un observador en la superficie de la estrella no consideraría que le esté pasando algo extraño el tiempo; lo que sucede es que el tiempo de la estrella y el de un lugar alejado se van separando de una forma progresivamente acelerada.

La región del radio de Schwarzchild tiene una rara propiedad: ni siquiera la luz es lo bastante ágil para evitar ser atrapada por la intensa gravedad. A partir este radio, la contracción se hace mucho más deprisa, casi a la velocidad de la luz. En esta forma llegamos a uno de los tantos enigmas que encierra un agujero negro: toda la materia en contracción se mantiene en un punto matemático, con una densidad infinita. La curvatura del espacio tiempo también crece sin límite. El espacio tiempo no puede existir bajo estas circunstancias, destrozado por la oleada de fuerzas ilimitadas de la gravedad pronto la estrella ha alcanzado un punto conocido como la singularidad, una región donde deja de existir el espacio tiempo y en donde la física deja de ser aplicable.

La frontera de un agujero negro se denomina horizonte de sucesos, está formada por los rayos de luz que no consiguen escapar de la fuerte atracción gravitacional; el horizonte sucesos separa los sucesos a los cuales tenemos acceso de los que no tenemos acceso en el espacio tiempo; entre la singularidad y el horizonte de sucesos sólo actúa la intensa gravedad, atrapando todo lo que caiga en el radio Schwarzchild y evitando que la luz escape. Cuando un cono de luz se acerca al agujero negro, su intensa gravedad hace que éste se incline, curvando la luz y obligándola a caer en él; para un supuesto observador que cayera en el campo gravitacional de un agujero negro, la singularidad sólo estaría en su futuro, así que sólo la tendría frente a él en el momento en que chocara con ella; no sucedería lo mismo si se tratara de un agujero con rotación, en el cual existirían dos horizonte de sucesos al pasar el primer horizonte, es decir, el externo, el cono de luz se curvaría hacia dentro; pero al cruzar el segundo horizonte, el cono de luz se curvaría de nuevo y quedaría como estaba antes de entrar en el agujero; de esta forma, el supuesto observador tendrá a la singularidad tanto en su pasado, como en su futuro, así que la podría observar desde lejos; esta singularidad observable se denomina singularidad desnuda, único privilegio del valiente astronauta que osara caer en un agujero negro en rotación.

Existe otra forma de originar una singularidad desnuda: el tamaño de la zona del túnel del horizonte depende de la cantidad total de carga eléctrica o de la rotación del agujero; una pequeña cantidad produce un túnel muy estrecho cerca de la singularidad, pero entre más cantidad se añada, más crece el túnel; si hay suficiente carga eléctrica o suficiente rotación, el horizonte interior alcanzará al horizonte exterior; así, cualquier adición de carga eléctrica o de rotación hará desaparecer al horizonte de sucesos, dejando así una singularidad desnuda; pero, lo que le podría suceder al supuesto observador al no chocar contra la singularidad, sino al darle vueltas, es otra gran incógnita; posiblemente, esté túnel lo lleve a otro universo, claro está que sin la posibilidad de volver para contarlo.

En 1970 se descubrió matemáticamente el horizonte de sucesos, se dedujo la existencia de una relación entre agujeros negros y termodinámica; una de las propiedades del horizonte de sucesos es que aumenta siempre que materia o radiación caigan en el agujero negro, y además, si dos agujeros negros chocan y se funden en uno solo, el área del horizonte de sucesos alrededor del agujero negro resultante será mayor a la suma de las áreas de los horizontes de sucesos originales; estas dos propiedades son las que indican que existe una semejanza entre agujeros negros y el concepto de entropía en termodinámica. La entropía cabe considerarla como una medida de desorden de un sistema, o como una falta de conocimiento de su estado preciso. La primera ley de la termodinámica dice que un pequeño cambio en la entropía de un sistema va acompañado de un cambio proporcional a la energía del sistema, en donde proporcional significa temperatura. En un agujero negro, la proporcionalidad del cambio de masa y el cambio del horizonte de sucesos es equivalente a una mezcla entre la gravedad y el horizonte de sucesos. Se puede admitir que la gravedad superficial debe ser igual en todos los puntos del horizonte de sucesos, del mismo modo que es igual la temperatura en todos los puntos de un cuerpo en equilibrio térmico.

La entropía de un agujero negro se puede entender de la siguiente manera: cuando se crea un agujero negro por obra de un colapso gravitatorio, rápidamente entra en una situación estacionaría caracterizada por tres parámetros: la masa, el momento angular y la carga eléctrica; al margen de éstas propiedades, el agujero negro no conserva ninguna otra de las características del objeto que lo creo; éste teorema supone que durante la contracción gravitacional se pierde información; es decir, un agujero de una masa, momento angular y carga eléctrica determinadas podría haber sido consecuencia colapso de cualquiera de las muchísimas configuraciones de la materia.

Es posible que un agujero negro se reduzca si se tiene en cuenta la entropía de su entorno, de forma que la entropía total del sistema completo pueda crecer, aunque decrezca la del agujero negro. Si el agujero negro se reduce, debe perder algo de masa, energía. Esta energía debe aparecer de algún modo en los alrededores, en forma de radiación de alta entropía emitía desde el agujero. En 1974, el matemático británico Stephen Hawking descubrió que los procesos cuánticos harían que el agujero emitiera radiación en equilibrio térmico a una temperatura determinada.

El descubrimiento hecho por Hawking, permite conocer como podría llegar a evaporase un agujero negro; pero antes, se expondrá otro método expuesto por el matemático británico Roger Penrose y que llevar su nombre: método Penrose. Éste método se resuma de la siguiente manera: cuando un agujero negro está en rotación, forma una especie de torbellino cuyo efecto arrastra hacia él a los cuerpos en caída, o a la luz; esté efecto se hace más pronunciado cerca del horizonte de sucesos. Cuando un cuerpo cae en un agujero negro sin rotación, en cierta forma lo hace a la velocidad de la luz; pero si lo hace en un agujero en rotación, entonces además de su caída vertical, el cuerpo adquirirá también una velocidad de arrastre o transversal; es posible que la combinación de las dos velocidades den como resultado una velocidad de caída neta superior a la de la luz; la partícula que esta fuera del horizonte de sucesos, en cierto modo viaja más rápido que la luz para un observador lejano al agujero negro. La zona en donde se presenta este fenómeno se denomina ergósfera. Una partícula puede moverse en la ergósfera con menor energía de la que tendría a gran distancia, incluida la energía propia de su masa por lo tanto esta partícula tendería una masa energía negativa, la cual se puede usar para deducir la masa del agujero de la siguiente manera: una partícula con masa y energía positiva cae en la ergósfera, como la masa y la energía siempre se conservan, la partícula seguirá teniendo estas dos propiedades positivas mientras esté en la ergósfera. Por otra parte, si durante el viaje la partícula explotara en dos fragmentos, sería posible que uno de esos fragmentos cayera siguiendo una de las órbitas de masa negativa; cuando el trozo cae en el interior del agujero, puede reducir su masa. La energía que se libera aparece en el fragmento restante, emitido desde la ergósfera de vuelta al espacio con mayor masa energía que la que tenía al principio la partícula original. Se puede deducir que siguiendo este proceso se puede reducir la cantidad de masa a cero, produciéndose una singularidad desnuda; sin embargo, entre más materia salga del agujero negro, menos rotación entra, y esto hará que la ergósfera se contraiga, de manera que cada vez se hará más difícil que el proceso Penrose se ejecute. Al final la ergósfera desaparecerá, y así la oportunidad de extraer masa y energía; así, el agujero quedará con gran parte de su masa original.

Expuesto ya el método Penrose, se explicará, según el descubrimiento de Hawking, como podría evaporase un agujero: las propiedades peculiares de la materia y de la energía cuántica permiten que aparezca masa energía negativa en lugares muy determinados. La energía negativa en los alrededores es producida por la intensa gravedad, y existe incluso alrededor de objetos ordinarios como las estrellas y la tierra, aunque es extremadamente pequeña. Normalmente no produce ningún efecto apreciable por qué está estática, pero si un objeto implosionara para formar un agujero negro, la energía negativa caerá en su interior a través de su horizonte de sucesos como cualquier otra cosa; en consecuencia, la masa del agujero disminuye, no porque salió masa, sino porque entra masa negativa; de esta manera, el horizonte de sucesos disminuye, la caída de masa energía negativa, provoca la aparición de energía positiva en forma de radiación térmica descubierta por Hawking. A medida que el agujero radia energía calorífica hacia su entorno, disminuye lentamente su tamaño. En un agujero negro microscópico, la temperatura crece a medida que disminuye su masa. Para un agujero negro gigante la temperatura es muy baja; estos son casi completamente negros y su radiación cuántica que es indetectable con el efecto de evaporación es muy lento, debido a que la temperatura de un agujero negro es menor a una millonésima de grado sobre el cero absoluto. Al contrario de la mayoría de los objetos, los agujeros negros se calientan cuando emiten calor; así, un mini agujero típico podría tener el tamaño de el núcleo de un átomo, y al mismo tiempo con tener una masa equivalente a la del monte Everest. Un objeto de este tipo, formado durante el Big Bang debido a la extrema densidad estaría extremadamente caliente, más o menos a una temperatura de 10 billones de grados; a esta temperatura radiaría intensamente hacia su entorno, perdiendo energía y masa a un ritmo prodigioso. El proceso de radiación es inestable, y al calentar sin más, la pérdida de calor se disparara, así que el agujero se evapora gradualmente; la evaporación cuántica es extremadamente lenta, a pesar de que sus reservas de masa energía son enormes. Cuando las reservas se agotan, la temperatura se disparará, y el ritmo de evaporación pierde el control; el horizonte de sucesos se contrae de forma apreciable en años, días, luego en segundos y en micro segundos; al agotar las últimas reservas, la evaporación del agujero se convierte en explosión y se produce un gran estallido de energía. El propio agujero negro sea contraído hasta llegar a la singularidad; toda la masa ha abandonado el agujero dejando así una singularidad desnuda.

Las consecuencias de una singularidad desnuda son desconocidas; tal vez desaparecerá, en cuyo caso, la materia contenida en ella habría desaparecido dejando solamente la radiación térmica como estela de su pasada existencia. Tal vez exista un gran regulador que impida a toda costa que a los ojos de la ciencia observen de frente a una singularidad; tal vez ese colapso gravitatorio de origen a nuevas dimensiones cuyo único punto posible de observar se encuentra tras un agujero negro. Esta búsqueda de nuevas teorías que ayuden a descifrar el telar de incógnitas que representa un agujero negro apenas ha acabado de comenzar y aún falta mucho camino por recorrer.

1996