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AGUJEROS NEGROS |
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Un
agujero negro es una región del espacio en cuyo interior
la materia genera un campo gravitatorio tan
intenso que
ninguna partícula material, ni tampoco la luz, pueden
escapar.
Los agujeros negros se forman por un proceso de
colapso gravitatorio o desmoronamiento hacia
adentro de un cuerpo celeste debido al efecto de
su propia gravedad. En
el centro la materia confluye hacia un punto
llamado singularidad.
La superficie esférica
alrededor de una singularidad que limita la zona donde la materia y la energía
ya no pueden escapar se denomina horizonte de sucesos
u horizonte de eventos, porque los
eventos a un lado de ella no pueden afectar a un
observador situado al otro lado.
El agujero negro es oscuro,
pero el plasma en torno al horizonte de
sucesos se calienta a miles de millones de
grados formando un
disco de acreción brillante desde
el que se pueden emitir chorros de fotones. Los
agujeros negros pueden llegar a tener una masa
de hasta diez mil millones de veces la de Sol
concentrada en una región del espacio
ridículamente pequeña y crecen engullendo
estrellas o nubes de gas de su entorno o, cuando
se produce una colisión entre galaxias,
fusionándose con otros agujeros negros. Mientras
el agujero negro está engullendo materia, emite
hasta el 10% de ella
en forma de radiación. Este es el
método más eficiente que se
conoce en la naturaleza de conversión de masa en
energía. |
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La
posibilidad de que existieran cuerpos que generan un campo
gravitatorio tan intenso que ni siquiera la luz
pueda escapar de ellos fue planteada
en 1783 por
Michell (1724-1793),
apoyándose en el concepto de
velocidad de
escape.
Entonces, aún predominaba el modelo corpuscular de la
luz, defendido por Newton. Pocos años después, en 1796,
Laplace (1749-1827),
continuador de la mecánica newtoniana, expuso la
misma idea en las dos primeras ediciones de su libro
Exposition du Systeme du Monde, aunque, al ganar
terreno la
teoría ondulatoria de la luz fue
descartada en ediciones posteriores. En este contexto, el concepto tuvo poco recorrido ante la
dificultad de fundamentar cómo la luz, que no tiene masa, puede ser afectada por la
gravedad. |
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Fue poco
después de que Einstein formulara las
ecuaciones de la la
Relatividad General
(1915)
cuando se pudo replantear la idea de una forma mucho más
satisfactoria. Como hemos visto,
esta teoría
enseña que la materia
curva el
espacio-tiempo y provoca la
deflexión de la
luz, porque la luz, sin masa,
también ha de cumplir el
principio de
equivalencia.
Por tanto, en este marco teórico, en lugar de
plantear que
la luz es atraída gravitatoriamente, decimos que los
rayos luminosos siguen las trayectorias geodésicas del
espacio-tiempo curvado. Cuando, tras un colapso
gravitatorio, esta curvatura del espacio-tiempo
confluye hacia una singularidad, las
trayectorias geodésicas conducen
indefectiblemente hacia ella a cualquier partícula
material y también a cualquier
fotón que se encuentre a menor distancia de la
singularidad que un cierto valor límite.
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Apenas unos meses después
de la formulación de las ecuaciones de la Relatividad
General,
Schwarzschild (1873-1916)
mostró que
tenían soluciones exactas y
obtuvo
la primera de ellas. Forma parte de
esta primera solución la fórmula adjunta, que calcula el
llamado radio de Schwarzschild,
RS, o radio de una esfera dentro de la cual
nada, ni la propia luz, puede escapar a la atracción
gravitatoria de una masa M (en la ecuación, c es la velocidad de
la luz y G es la constante de gravitación universal). |
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Resulta interesante ver que
la formula del radio de Schwarzschild se
puede obtener también partiendo de la ley de la
velocidad de
escape,ve,
simplemente sustituyendo la velocidad del cuerpo que no debe
escapar por la velocidad de la luz (ve
= c) y despejando la distancia al centro de la materia de masa
M: |
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Por lo
que se refiere a la formación de los que luego serían
llamados agujeros negros,
fue
Oppenheimer (1904-1967)
quien primero predijo (en 1939) que una estrella
masiva podría sufrir un colapso gravitatorio. No
obstante, esta teoría no fue objeto de mucha atención
hasta los años 60, posiblemente porque tras la Segunda
Guerra Mundial los esfuerzos en investigación se dirigieron
prioritariamente a la física atómica y nuclear. |
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En 1967
Hawking (1942-2018) y
Penrose (1931- ) ratificaron y ampliaron la predicción
que había hecho Oppenheimer demostrando, a partir de las ecuaciones de Einstein, que en determinados casos no se podría impedir
que una estrella terminara sufriendo un colapso
gravitatorio completo. La idea tomó aún más fuerza con
los avances que llevaron en esa época al descubrimiento de los
púlsares y en 1969 se acuñó el término "agujero negro",
después de que
Wheeler (1911-2008)
lo utilizara en una reunión de cosmólogos celebrada en Nueva York.
El trabajo de Penrose demostró
rigurosamente que la formación de agujeros
negros es una predicción robusta de la Teoría
General de la Relatividad y se considera todavía
como la mayor contribución en el campo de la
Relatividad General desde Einstein. Por ello,
Penrose ha sido galardonado con la mitad del
Nobel de Física en 2020. |
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Conviene
saber, por otra parte, que la solución que había encontrado Schwarzschild es aplicable
únicamente al tipo de agujero negro más
sencillo que cabe concebir, con simetría esférica y estático (agujero negro de Schwarzschild),
y
cuya configuración depende, por tanto, de un
sólo parámetro: su
masa M. La realidad es algo más compleja y para superar esta limitación, se modelizaron
otros tipos de agujeros negros: El agujero negro de Kerr.
en rotación (depende de dos
parámetros: masa y momento angular); el agujero negro de Reissner-Nordström, con carga eléctrica y
estático (depende también de dos
parámetros: masa y carga) y el agujero negro de Kerr-Newman,
con carga y en rotación (depende de los tres
parámetros). |
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En
cuanto a los órdenes de magnitud de la masa de los agujeros negros, se suele
utilizar como referencia la masa del Sol. Así, los
agujeros negros de mayor masa, que se llaman agujeros
negros supermasivos, pueden tener varios millones de
masas solares. Se sabe que existen en el corazón de
muchas galaxias y se cree que se forman en el mismo
proceso que da origen a los componentes esféricos de las
galaxias. Por debajo de ellos están los agujeros negros
de masa intermedia, cuya masa puede ser de 100 a un
millón de masas solares, y, por debajo de estos, están
los agujeros negros de masa estelar, que se forman
cuando una estrella de más de 30-70 masas solares se
convierte en supernova e implosiona. Finalmente, también se
conciben micro agujeros negros, unos objetos
hipotéticos algo más pequeños que los estelares. Son postulados por algunos enfoques de la
gravedad cuántica, pero no se pueden generar en un
proceso convencional de colapso gravitatorio, que
requiere masas superiores a la del Sol. |
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Ya hemos
dicho que los agujeros negros supermasivos están
rodeados por un disco de acreción que, al sufrir los
enormes efectos gravitatorios producidos por la gran
masa central, va dejando caer parte de su masa al abismo
del agujero. La región de interacción entre el disco y
el agujero es una zona tremendamente energética en la
que se pueden originar grandes chorros de materia que se
eyectan desde las zonas polares y donde se producen
emisiones de muy alta energía en rayos X. El análisis
detallado de esta radiación de rayos X permite pues
investigar en detalle la estructura de la región más
cercana al agujero negro. |
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En cuanto a la emisión de radiación
por el agujero negro producida en el horizonte
de sucesos, su existencia fue postulada por
primera vez por Hawking en 1974, poco después de
una visita a Moscú (en 1973), en la que los
científicos rusos Zeldóvich y Starobinski le
habían demostrado que, en virtud del
principio de
incertidumbre de Heisemberg, los
agujeros negros en rotación deberían crear y
emitir partículas. De acuerdo con dicho
principio, en el horizonte de sucesos de un
agujero negro se pueden formar pares de
partícula-antipartícula de corta duración,
siendo probable que uno de los elementos del par
caiga dentro del agujero de manera irreversible
y el otro escape. De este modo el agujero
disminuirá su masa para compensar la energía que
se lleva el elemento del par que escapa de los aledaños del
horizonte de sucesos. Como el par se forma
estrictamente en el exterior del agujero negro,
el proceso no contradice el hecho de que ninguna
partícula material puede abandonar el interior.
Esta radiación se llama radiación de Hawking. |
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Vamos
ahora a hacer unos cálculos muy básicos para conocer órdenes de magnitud del tamaño
y densidad de
los agujeros negros. En unidades del Sistema
Internacional, la velocidad de la luz es c = 3·108
m/s2 y la constante de
gravitación es G = 6´67·10-11 S.I. Por tanto, el radio de Schwarzschild
(en m) depende de la masa, M, del
agujero negro, según dicta la siguiente expresión: |
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Al aplicarla se obtiene que un agujero negro de Schwarzschild,
cuya masa sea igual a la masa del Sol (1.989·1030
kg) tendrá un radio de unos 3km. En
cambio, un agujero negro supermasivo podrá tener un radio de varios millones de
km. |
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Igualmente se puede
estimar también la densidad media que pueden tener los agujeros negros,
mediante la siguiente expresión: |
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Al
analizarla vemos que dicha la densidad media de los
agujeros negros puede variar desde valores enormes hasta otros mucho más
bajos, dependiendo de su masa. Así
un
agujero negro, cuya masa fuera igual a la masa del Sol,
tendría una densidad enorme, del orden de la de un
núcleo atómico; en cambio, un agujero negro supermasivo, cuya masa sea de unos
de diez mil millones de
masas solares, tendrá una densidad media como la del agua. En el centro de nuestra
Galaxia existe un agujero negro supermasivo, denominado
Sagitario A*, que tiene una masa de unos
4.6 millones de masas solares. Está a unos 26 000 años
luz de distancia de la Tierra, su radio es,
aproximadamente, de 12 millones de kilómetros (unos 40
segundos luz) y su densidad media es
aproximadamente
un millón de veces la del agua. Dentro de los agujeros
negros supermasivos, este es relativamente pequeño y de
ahí que su densidad media sea muy elevada. Podemos
compararlo con el mayor que se conoce hasta el momento
en el Universo, cuya masa es del orden de 40 000
millones de masas solares. Su tamaño es 10.000 veces más
grande que el del agujero negro situado en el centro de
la Vía Láctea y su densidad media es de tan
sólo 0.01 kg/m3. Se estima que devora una
masa equivalente a nuestro Sol cada dos días, lo que le
hace crecer un 1% cada millón de años. |
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Andrea
Ghez y Reinhard Genzel |
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El agujero negro situado en el centro de nuestra
Galaxia, fue descubierto en la década de los 90
por los equipos de
Andrea Ghez (1965- )
y
Reinhard Genzel (1952-
). Usaron
respectivamente los potentes telescopios ópticos
de Mauna Kea (en Hawai) y del Observatorio
Europeo Austral (en Chile) para estudiar durante
años el movimiento de las estrellas situadas en
el centro de la Vía Lactea y ambos demostraron
que la alta velocidad de desplazamiento de
dichas estrellas sólo podía deberse a la fuerza
de atracción gravitatoria de una gran masa
compacta invisible para los telescopios ópticos:
el agujero negro supermasivo Sagitario A*. Fue a
partir de este hallazgo, cuando se empezó a
buscar agujeros negros en el centro de otras
galaxias, y, como hemos dicho más arriba, hoy
sabemos que la mayoría de ellas tienen ahí un
agujero negro de este tipo. Por descubrir
un objeto compacto supermasivo en el centro de
nuestra Galaxia, se ha concedido a Ghez y
Genzel la mitad del Nobel de Física de 2020
(como hemos comentado más arriba la otra mitad
se ha concedido a Penrose). |
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La investigación sobre los
agujeros negros es uno de los mayores retos actuales de
la Física. Concretamente Sagitario A* (al ser el más
próximo a nosotros) es un magnífico "laboratorio" donde
investigar toda una serie de fenómenos fascinantes tanto
a nivel astrofísico como en el campo de la relatividad
general y, por ello, La monitorización de este
espectacular astro es una prioridad en todos los
observatorios del mundo desde los que es visible, y las
observaciones del mismo se realizan, noche tras noche, y
en todas las longitudes de onda. A los avances que se
van consiguiendo en los estudios de nuestro agujero
negro, hemos de añadir las investigaciones realizadas
sobre otros agujeros negros mucho más lejanos. En abril de 2019, se logró obtener la
primera imagen directa de uno de ellos, del que se sabía que
debía estar situado en el centro de la galaxia M87, a 44
millones de años-luz de la Tierra. Para darnos cuenta
del gran hito histórico que supuso este logro, podemos
empezar considerando que la observación se debe
realizar en una zona del
espectro electromagnético
adecuada, para que la luz procedente del disco de
acreción del agujero negro pueda sortear los obstáculos
de gas y polvo que ha de atravesar en su viaje a la Tierra. |
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Teniendo esto en cuenta, se
decidió realizar las observaciones con una
longitud de onda del orden de un
milímetro. Ahora bien, para obtener una imagen de un agujero
negro tan lejano en esa longitud de onda con
suficiente resolución, se
necesitaría un radiotelescopio
del tamaño de la Tierra. Para superar esta
dificultad, se creó la red EHT (Event Horizont
Telescope), que unifica datos de las antenas de
ocho radiotelescopios situados en EEUU (Submillimeter Telescope), Hawai (James
Clerk Maxwell Telescope y Submillimeter
Array), Méjico (Gran Telescopio
Milimétrico Alfonso Serrano), Chile
(Atacama Large Millimeter Array y
Atacama Pathfinder Experiment), España
(Observatorio IRAM 30m) y la Antartida (South
Pole Telescope), y se usó el método de interferometría,
que suma las imágenes obtenidas desde lugares alejados
entre sí. |
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Esto resulta equivalente a haber utilizado
un sólo receptor de gran tamaño. El proyecto echó a
andar
en 2014 y las observaciones sincronizadas que finalmente
condujeron a la deseada imagen, se realizaron
en abril de 2017. Para lograr dicha sincronización se
usaron máseres de hidrógeno, que son relojes atómicos de
muy alta precisión que graban el momento exacto y
permiten saber qué ha grabado cada radiotelescopio en un
mismo instante. A partir de aquí, el análisis de los
datos y la construcción de la imagen final duró dos años y requirió el uso de un
superordenador (cada radiotelescopio 350 terabytes y su señal se graba en un disco duro de alta
capacidad). Además se aplicaron tres
programas informáticos independientes de inteligencia
artificial, cuya misión fue extrapolar datos que
faltaban en las observaciones para obtener una
finalmente una imagen de la que se pueda garantizar sin
género de dudas que es fiel a la realidad.
La imagen obtenida
finalmente en esta gran investigación
cumplió sobradamente todas las expectativas y
confirmó las predicciones que se habían
formulado en el marco de la Relatividad General.
Así, por ejemplo, podemos comentar que el anillo luminoso que
rodea al horizonte de sucesos es
asimétrico, porque el agujero negro está en
rotación y ligeramente inclinado. En la región inferior la luz se está
desplazando hacia el observador y aparece más
brillante, mientras que en la parte superior la
luz se aleja y aparece más tenue. Por otra parte,
el horizonte de sucesos en torno al agujero
negro es muy circular, como prevé la teoría.
Con
respecto al tamaño del agujero negro, también se
confirmaron las predicciones, si bien
conviene saber que el radio del mismo llega hasta una
distancia al centro menor que la que corresponde
a la zona que se muestra oscura en la fotografía, ya que, las
órbitas más próximas al horizonte zona de
sucesos son inestables y, por ello, no visibles.
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Este logro histórico es un
eslabón más de una larga cadena de grandes avances
recientes en el estudio de los agujeros negros, a los
que se asocian muchos fenómenos sorprendentes. |
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Recreación de la
espaguetización de una estrella. ESO/M.
Kommesser |
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Entre ellos, uno de los más
llamativos es el
conocido como "espaguetización", que
puede ocurrir
cerca de un campo gravitatorio muy intenso y muy inhomogéneo,
como el que crea un agujero negro, cuando se
aproxima una estrella. La fuerza que ejerce el
campo gravitatorio creado por el agujero negro
genera en el astro unas
fuerzas de marea
descomunales que lo deforman en sentido vertical,
estirándolo y alargándolo como si fuese un espagueti.
En estas condiciones, una parte del material de la estrella desgarrada no es
devorado inmediatamente por el agujero negro, sino que queda atrapado en un
disco rotante alrededor de él. El disco emite entonces
una intensa
radiación visible y de rayos X, y también ocasiona unos
chorros en los que el material fluye, a velocidades
próximas a la de la luz, en la dirección perpendicular. |
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Hace dos décadas que se
vienen observando destellos luminosos que concuerdan con
este fenómeno y se conocen como "eventos de disrupción
por mareas" (en el argot astronómico, TDEs: tidal
disruption events) y, en septiembre de 2019 se hicieron
públicas las observaciones de un TED
particularmente interesante, por tratarse del más
cercano de los descubiertos hasta la fecha (a "tan solo"
215 años-luz de distancia de la Tierra). De su análisis
se concluyó que la estrella desgarrada debía de ser
similar a nuestro Sol, y que el agujero negro debe de
ser un millón de veces más masivo. |
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Terminamos este apartado
invitando a quienes estén interesados en saber detalles sobre
algunas de las investigaciones más recientes relativas a
los agujeros negros a consultar los siguientes artículos de divulgación,
que viene
publicando D. Rafael Bachiller
(director del Observatorio Astronómico Nacional)
en
elmundo.es,
y que también venimos .recogiendo en esta misma página Web dentro de la
sección
sobre Divulgación de Astronomía. |
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