Objetos naturales y primordiales que muchos temen y que al contrario de ello su existencia permite la formación de vida en el Universo.
Que son los agujeros negros
El concepto de agujero negro (aunque no lo llamaron literalmente así), fue descrito en un artículo en 1783 por un geólogo inglés llamado John Michell.
Michell calculó que un cuerpo con un radio 500 veces el del Sol y la misma densidad, tendría, en su superficie, una velocidad de escape igual a la de la luz y sería invisible.
En 1796, el matemático francés Pierre-Simon Laplace explicó en las dos primeras ediciones de su libro Exposition du Systeme du Monde la misma idea aunque, al ganar terreno la idea de que la luz era una onda sin masa, en el siglo XIX fue descartada en ediciones posteriores.
Formación
Para comprender la formación de un agujero negro tenemos que comenzar diciendo que las estrellas tienen un ciclo de vida.
Estas nacen, crecen y mueren. La formación de un agujero negro radica en la muerte de una estrella de determinada características.
Las estrellas nacen cuando una gran cantidad de gas (hidrógeno en su mayoría) comienza a colapsar sobre si mismo debido a su atracción gravitatoria, a medida que este se contrae su temperatura va aumentando debido a que sus partículas comienzan a chocar unas con otras cada vez a mayor velocidad. Al alcanzar una cierta temperatura
los átomos de hidrógenos, al chocar, se fundirán formando helio, la energía despedida en esta reacción termonuclear hace que la estrella brille, aumenta la presión del gas hasta que esta presión iguala a la atracción gravitatoria haciendo que el gas deje de contraerse. Este estadio de equilibrio entre la presión del gas y la atracción gravitatoria hace que la estrella este estable por muchísimo tiempo. La estrella seguirá consumiendo su combustible y equilibrando la atracción gravitatoria, la cuestión es que pasa cuando esta estrella se queda sin combustible para quemar...
Al quedarse sin combustible la estrella comienza a enfriarse y por lo tanto a contraerse.
Que sucede luego de esto comenzó a comprenderse a final de los años veinte.
En 1928 el indio Subrahmanyan Chandrasekhar calculó lo grande que podría llegar a ser una estrella que fuera capaz de soportar su gravedad una vez que hubiera gastado todo su combustible. La idea era la siguiente: cuando la estrella se reduce de tamaño, las partículas materiales están muy cerca una de las otras, y así, de acuerdo con el principio de exclusión de Pauli, tienen que tener velocidades muy diferentes. Esto hace que la estrella comience a expandirse. Una estrella puede, por lo tanto, mantenerse con un radio constante, debido a un equilibrio entre la atracción gravitatoria y la repulsión que surge del principio de exclusión, de la misma manera que antes la gravedad era compensada por el calor. Sin embargo existe 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 gravitatoria. 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 (Límite de Chandrasekhar).
Con lo cual una estrella con masa menor al límite de Chandrasekhar, puede finalmente estabilizarse como una "enana blanca" o una "estrella de neutrones".
Estrellas con masa superior al límite de Chandrasekhar pueden explotar para desprenderse de materia y estabilizarse, o sufrir un catastrófico colapso gravitatorio.
Oppenheimer en 1939 presentó un trabajo en el cual planteaba que el campo gravitatorio de una estrella cambia los caminos de los rayos de luz en el espacio-tiempo. Los conos de luz que indican los caminos seguidos en el espacio y en el tiempo por destellos luminosos emitidos desde sus vórtices, se inclinan levemente hacia dentro cerca de la superficie la estrella. Cuando la estrella se contrae, el campo gravitatorio es mas intenso en su superficie con lo cual los conos de luz se inclinan aún mas adentro. Esto hace que la luz de la estrella se le haga más difícil escapar y la luz se muestra más débil y mas roja para un observador lejano. Finalmente cuando la estrella se ha reducido a un radio crítico, el campo gravitatorio en la superficie llega a ser tan intenso, que los conos de luz se inclinan tanto hacia adentro que la luz ya no puede escapar.
De acuerdo a la relatividad general nada puede viajar más rápido que la luz. Así, si la luz no puede escapar, tampoco lo puede hacer ningún objeto; todo es arrastrado por el campo gravitatorio.
Ha nacido un agujero negro.
Su frontera se denomina el horizonte de sucesos y coincide con los caminos de los rayos luminosos que están justo a punto de escapar del agujero negro, pero no lo consiguen.
Características
De acuerdo con la relatividad general, dentro de un agujero negro, debe haber una singularidad de densidad y curvatura infinita del espacio tiempo. Es una situación parecida al Big Bang pero en lugar de ser el comienzo del tiempo es el fin. En esta singularidad, tanto las leyes de la ciencia como nuestra capacidad de predecir el futuro fallarían totalmente.
Estas singularidades producidas por un colapso gravitatorio solo ocurren en sitios en donde están ocultas por medio de un horizonte de sucesos.
La relatividad general predice que los objetos pesados en movimiento producirán la emisión de ondas gravitatorias. Estas ondas al ser producidas se llevan consigo energía del cuerpo que las produce hasta el punto que se logra un estado estacionario.
Durante el colapso gravitatorio de una estrella para formar un agujero negro, los movimientos son extremadamente rápidos, con lo cual la emisión de energía será mucho mayor, y con lo cual no se tardaría mucho en lograr un estado estacionario.
Roger Penrose y John Wheeler argumentaron que los rápidos movimientos presentes en la formación de un agujero negro implicarían que las ondas gravitatorias que desprendiera lo harían siempre más esférico y para cuando se hubiera sentado en un estado estacionario, acabaría siendo un agujero negro perfectamente esférico cuyo tamaño dependería únicamente de su masa.
En 1963 Roy Kerr encontró un conjunto de soluciones a las ecuaciones de la relatividad genera que describen agujeros negros en rotación.
Si la rotación es nula el agujero negro es perfectamente redondo.
Si la rotación no es 0, el agujero negro se deforma hacia fuera cerca de su ecuador y cuanto más rápido gira, más se deforma.
Cualquier cuerpo en rotación, que colapsara y formara un agujero negro, llegaría finalmente a un estado estacionario descrito por la solución de Kerr.
Su tamaño y forma solo dependerán de su masa y no de la naturaleza del cuerpo que lo ha generado mediante su colapso. Este resultado se conoce como un agujero negro no tiene pelo, este teorema especifica que la mayoría de la información del cuerpo que generó al agujero negro se pierde en su formación.
El sistema estelar Cygnus-X1 es una fuente de rayos X muy intensa, esta formado por una estrella visible la cual gira alrededor de "algo".
Es casi seguro que el fenómeno presente en Cygnus-X1 se una estrella visible girando alrededor de un agujero negro, el cual le va quitando materia a la misma. Cuando esta materia cae dentro del agujero negro desarrolla un movimiento en espiral, adquiriendo una muy alta temperatura y así emitiendo rayos X.
Se tiene evidencia de la existencia de un agujero negro en el centro de nuestra galaxia de unas cien mil veces la masa de nuestro Sol.
Otros de unas cien millones de masas solares existen dentro de los cuásares.
Se puede también considerar la existencia de agujeros negros con masa mucho menores que la del Sol; estos no se forman por el colapso gravitatorio de una estrella; su origen se remonta a los orígenes del universo en donde las altas temperaturas y las grandes presiones pudieron ser la causa de la formación de estos agujeros negros primitivos.
Otra característica de los agujeros negros es que el área del horizonte de sucesos nunca se achicaría, se mantendría constante o aumentaría. Esta aumentará en los casos que caiga materia o radiación dentro del agujero negro, o si dos agujeros negros chocan y se quedan unidos formando un único agujero negro, el área del horizonte de sucesos del agujero negro final será mayor o igual que la suma de las áreas de los horizontes de sucesos de los agujeros negros originales.
Uno de los efectos que implica la existencia de un agujero negro es su aparente capacidad para disminuir la entropía del Universo, lo que violaría los fundamentos de la termodinámica, ya que toda materia y energía electromagnética que atraviese dicho horizonte de sucesos, tienen asociados un nivel de entropía.
Los científicos rusos Yakov Zeldovich y Alexander Starobinsky hablaban de que de acuerdo con el principio de incertidumbre de la mecánica cuántica los agujeros negros en rotación deberían crear y emitir partículas.
En 1973 Hawking, a partir de una reunión con Zeldovich y Starobinsky, presenta lo que se conoce como radiación de Hawking.
Pero como es eso que un agujero negro emita partículas, si nada puede escapar de él?
El tema es que las partículas no provienen del agujero negro sino del espacio vacío justo fuera del horizonte de sucesos del agujero negro.
Lo que llamamos vacío no puede estar totalmente vacío ya que de ser asi todos los campos como el gravitatorio o el electromagnético serían cero. Debe haber una cantidad mínima o fluctuaciones del valor del campo. Estas fluctuaciones son como pares de partículas que aparecen juntas en un instante determinado, se separan, y luego se vuelven a juntar aniquilándose entre si.
Estas partículas tendrán una carga positiva y la otra negativa, el que tiene carga negativa esta condenada a ser una partícula virtual de vida muy corta y las de carga positiva partículas reales. Esta partícula real deberá buscar a su pareja y aniquilarse con ella. Pero una partícula real cerca de un cuerpo de gran masa pierde energía ya que la acción gravitatoria se la consume.
El campo gravitatorio dentro de un agujero negro es tan intenso que hasta una partícula real puede ser que tenga energía negativa, es por lo tanto posible para la partícula virtual con energía negativa, si esta presente un agujero negro, caer en el agujero negro y convertirse en una partícula o antipartícula real. En este caso ya no tiene que aniquilarse con su pareja. La otra partícula al tener energía positiva puede escapar de las cercanías del agujero negro como una partícula o antipartícula real. Para un observador lejano parecerá haber sido emitida desde dentro del agujero negro. Cuanto mas pequeño sea el agujero negro, menor será la distancia que la partícula con energía negativa tendrá que recorrer antes de convertirse en una partícula real y mayores serán las velocidades y la temperatura aparente del agujero negro.
El agujero negro irá perdiendo masa debido a los flujos de energía negativa hacia el agujero negro. Conforme pierde masa su horizonte de suceso disminuye y así la segunda ley nunca es violada.
A medida que vaya disminuyendo su masa, el agujero negro ira emitiendo energía y aumentando su temperatura a mayor rapidez. El punto crítico cuando su masa sea muy pequeña aun se desconoce pero se supone que desaparecerá en una gran explosión.
Sería posible hoy en día que aún se puedan detectar agujeros negros primitivos, aquellos que se formaron no por el colapso gravitatorio de una estrella sino por las grandes presiones y temperaturas al comienzo del universo. Estos agujeros de poca masa tendrían en parte que haberse ya evaporado, pero otros tal vez aun estén emitiendo grandes cantidades de radiación en forma de rayos X o rayos gamma.
Tales agujeros negros tienen muy poco de negros...serían mas bien blanco incandescentes al observarlos en esta emisión de frecuencia de luz (Diez mil megavatios).
Las aproximaciones matemáticas utilizadas por Stephen Hawking en sus teorías sobre los agujeros negros son válidas para masas mayor que una fracción de gramo; al aplicarlas a masas menores estas fallan. Es por ello que la incompatibilidad de la relatividad general, que predice singularidades, con la mecánica cuántica se hace evidente.
Fuente consultada: Historia del tiempo ilustrada de Stephen Hawking, Wikipedia.
Mail: grupo_gabie@yahoo.com.ar
Web: www.grupogabie.blogspot.com
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