¿QUÉ SON LOS AGUJEROS NEGROS?

El término agujero negro tiene un origen muy reciente. Fue acuñado hacia el año 1969 por el científico norteamericano John Wheeler como la descripción gráfica de una idea que se remonta hacia atrás un mínimo de doscientos años, a una época en que había dos teorías sobre la luz: una, preferida por Newton, que suponía que la luz estaba compuesta por partículas, y la otra que asumía que estaba formada por ondas. Hoy en día sabes que ambas teorías son correctas. Debido a la dualidad onda/corpúsculo de la mecánica cuántica,la luz puede ser considerada como onda y como partícula. En la teoría que consideraba a la luz formada por ondas no se tenía claro cómo afectaría a esta la gravedad. Pero sí la luz estaba compuesta por partículas era de esperarse que la gravedad le afectara. 

Bajo esta suposición, John Michell, catedrático de Cambridge, escribió en 1783 un artículo en el que señalaba que una estrella que fuera suficientemente masiva y compacta tendría un campo gravitatorio tan intenso que la luz no podría escapar: la luz emitida desde la superficie de la estrella sería arrastrada de vuelta hacia el centro por la atracción gravitatoria de la estrella, antes de que pudiera llegar muy lejos. Michell supuso que podría haber gran cantidad de estrellas de este tipo, pero que no podríamos verlas porque su luz no nos llegaría. Estas estrellas a las que se refería Michell son lo que hoy denominamos "Agujeros negros". 

¿Cómo se forma un agujero negro?

Para entender esto, debemos conocer acerca del ciclo vital de una estrella. Una estrella se forma cuando una gran cantidad de gas, principalmente hidrógeno, comienza a colapsar sobre sí mismo debido a su atracción gravitatoria. Conforme se contrae, sus átomos empiezan a colisionar entre sí, cada vez con mayor frecuencia y a mayores velocidades: el gas se calienta. Con el tiempo, el gas estará tan caliente que cuando los átomos de hidrógeno choquen ya no saldrán rebotados, sino que se fundirán formando helio. El calor despedido por la reacción, hace que la estrella brille. Este calor adicional también aumenta la presión del gas hasta que esta es suficiente para equilibrar la atracción gravitatoria, y el gas deja de contraerse. Las estrellas permanecerán estables en esta forma por un largo periodo, con el calor de las reacciones nucleares equilibrando la atracción gravitatoria. Finalmente, sin embargo, la estrella consumirá todo su hidrógeno y los otros combustibles nucleares. Cuando una estrella se queda sin combustible empieza a enfriarse, y por lo tanto a contraerse. Lo que sucede después, sólo comenzó a entenderse a finales de los años 20:

Hacia 1928, un joven indio Subrahmanyan Chandrasekhar, se embarcó hacia Inglaterra para estudiar en Cambridge con el astrónomo británico Arthur Eddington, un experto en relatividad general. Durante su estancia en Inglaterra, el joven indio calculó lo grande que podría ser una estrella que fuera capaz de soportar su propia gravedad, una vez que hubiera gastado todo su combustible. 

La idea era la siguiente:  cuando la estrella se reduce en tamaño, las partículas materiales están muy cerca de otras, y así, de acuerdo con el principio de exclusión de Pauli, tiene que tener velocidades muy diferentes. Esto hace que se alejen unas de otras, lo que tiende a expandir a la estrella. Una estrella puede, por lo tanto, mantenerse con un radio constante, debido a un equilibrio entre la atracción de la gravedad y la repulsión que surge del principio de exclusión. 

Chandrasekhar, sin embargo, notó que hay un límite a la repulsión que el principio de exclusión puede proporcionar. La teoría de la relatividad limita la diferencia máxima entre las velocidades de las partículas materiales de la estrella a la velocidad de la luz. Esto significa que cuando la estrella fuera suficientemente densa, la repulsión debida al principio de exclusión sería menor que la atracción dela gravedad. Chandrasekhar calculó que una estrella fría de más de aproximadamente una vez y media la masa del Sol no sería capaz de soportar su propia gravedad (a esta masa se le conoce hoy en día como límite Chandrasekhar). Un descubrimiento similar fue realizado por el científico ruso Landau 

Todo esto tiene serias implicaciones en el destino último de las estrellas masivas. Si una estrella posee una masa menor que el límite Chandrasekhar, puede finalmente cesar de contraerse y estabilizarse en un posible estado final, como una estrella "enana blanca". 

Estrellas con masas superiores al límite Chandrasekhar, tienen, por el contrario, serios problemas cuando se les agota el combustible. El enigma fue descifrado por otro científico, el joven norteamericano Robert Oppenheimer, quien en 1939, señaló que no habría consecuencias observables que pudieran ser detectadas por un telescopio de su época; posterior a la segunda guerra mundial su trabajo fue retomado por otros científicos. Y la imagen que tenemos hoy en día del trabajo de Oppenheimer es que el campo gravitatorio de una estrella cambia los caminos de los rayos de luz en el espacio-tiempo. Cuando la estrella se contrae, el campo gravitatorio en su superficie es más intenso y los conos de luz se inclinan más hacia adentro. Esto hace más difícil que la luz de la estrella escape, y la luz se muestra más débil y más rojo para un observador lejano. Finalmente cuando una estrella se ha reducido hasta cierto radio crítico, el campo gravitatorio llega a ser tan intenso, que los conos de luz se inclinan tanto hacia dentro que la luz ya no puede escapar. Según la teoría de la relatividad, nada puede viajar más rápido que la luz, así que ningún objeto podría escapar. Por lo tanto, se tiene un conjunto de sucesos, una región del espacio-tiempo, desde no se puede escapar y alcanzar a un observador lejano. Esta región es lo que hoy conocemos como AGUJERO NEGRO.

TEXTO: HISTORIA DEL TIEMPO. S.HAWKING