Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias,
entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros
súper masivos. La existencia de agujeros negros
está apoyada en observaciones astronómicas, en
especial a través de la emisión de rayos X por
estrellas binarias y galaxias activas.
HISTORIA DEL AGUJERO NEGRO.
Un catedrático de Cambridge, John Michell,
escribió en 1783 un articulo en el Philosophical
Transactions of the Royal Society of London 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 que pudiera
llegar muy lejos. Michell sugirió que podría haber
un gran número de estrellas de este tipo. A pesar que no
seriamos capaces de verlas porque su luz no nos alcanzaría
pero si notaríamos su atracción gravitatoria.
Estos objetos son los que hoy en día llamamos
agujeros negros, ya que esto es precisamente lo que son: huecos
negros en el espacio. Por aquel entonces la teoría
de Newton de
gravitación y el concepto de
velocidad de
escape eran muy conocidos. 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. Pero al ganar
terreno la idea de que la luz era una onda sin masa, en el siglo
XIX fue descartada en ediciones posteriores.
En 1915, Einstein desarrolló la relatividad general y
demostró que la luz era influenciada por la gravedad. Unos
meses después, Karl Schwarzschild encontró una
solución a las ecuaciones de
Einstein, donde un cuerpo pesado absorbería la luz. Se
sabe ahora que el radio de Schwarzschild es el radio del
horizonte de sucesos de un agujero negro que no gira, pero esto
no era bien entendido en aquel entonces. El propio Schwarzschild
pensó que no era más que una solución
matemática, no física.
En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar demostró que un
cuerpo con una masa crítica, ahora conocida como límite
de Chandrasekhar, y que no emitiese radiación,
colapsaría por su propia gravedad porque no había
nada que se conociera que pudiera frenarla (para dicha masa la
fuerza de
atracción gravitatoria sería mayor que la
proporcionada por el principio de exclusión de Pauli). Sin
embargo Eddington se opuso a la idea de que la estrella
alcanzaría un tamaño nulo, lo que implicaría
una singularidad desnuda de materia, y que
debería haber algo que inevitablemente pusiera freno al
colapso, línea adoptada por la mayoría de los
científicos.
En 1939, Robert Oppenheimer predijo que una estrella masiva
podría sufrir un colapso gravitatorio y por tanto los
agujeros negros podrían ser formados en la naturaleza.
Esta teoría no fue objeto de mucha atención hasta los años 60 porque se
tenía más interés en
lo que sucedía a escala
atómica después de la guerra.
Entre 1965 y 1970, Stephen Hawking y Roger Penrose probaron
que los agujeros negros son soluciones a
las ecuaciones de Einstein y que en determinados casos no se
podía impedir que de un colapso se crease un agujero
negro.
En 1967, sin embargo, el estudio de los agujeros negros fue
revolucionado por Israel Werner, un
científico canadiense (que nació en Berlín,
creció en Sudáfrica, y obtuvo el titulo de doctor
en Irlanda). Israel demostró que, de acuerdo con la
relatividad general, los agujeros negros sin rotación
debían ser muy simples; eran perfectamente
esféricos, su tamaño solo dependía de su
masa, y dos agujeros negros cualesquiera con la misma masa
serian idénticos. De hecho, podrían ser descritos
por una solución particular de las ecuaciones de Einstein,
solución conocida desde 1917, hallada gracias a Karl
Schwarzschild al poco tiempo del
descubrimiento de la relatividad general.
Al principio, mucha gente, incluido el propio Israel,
argumentó que puesto que un agujero negro tenía que
ser perfectamente esférico, sólo podría
formarse del colapso de un objeto perfectamente esférico.
Cualquier estrella real, que nunca sería perfectamente
esférica, solo podría por lo tanto colapsarse
formando una singularidad desnuda.
Hubo, sin embargo, una interpretación diferente del resultado de
Israel, defendida, en particular, por Roger Penrose y John
Wheeler.
Ellos argumentaron que los rápidos movimientos
involucrados en el colapso de una estrella implicarían que
las ondas
gravitatorias que desprendiera la harían siempre
más esférica, y para cuando se hubiera
asentado en un estado
estacionario sería perfectamente esférica.
De acuerdo con este punto de vista, cualquier estrella
sin rotación, independientemente de lo complicado de su
forma y de su estructura
interna, acabaría después de un colapso
gravitatorio siendo un agujero negro perfectamente
esférico, cuyo tamaño dependería
únicamente de su masa. Cálculos posteriores
apoyaron este punto de vista, que pronto fue adoptado de manera
general. El resultado de Israel sólo se aplicaba al caso
de agujeros negros formados a partir de cuerpos sin
rotación.
En 1963, Roy Kerr, un neozelandés, encontró un
conjunto de soluciones a las ecuaciones de la relatividad general
que describían agujeros negros en rotación. Estos
agujeros negros de Kerr giran a un ritmo constante, y su
tamaño y forma sólo dependen de su masa y de su
velocidad de rotación. Si la rotación es nula, el
agujero negro es perfectamente redondo y la solución es
idéntica a la de Schwarzschild. Si la rotación no
es cero, el agujero negro se deforma hacia fuera cerca de su
ecuador justo
igual que la Tierra o
el Sol, se
achatan en los polos debido a su rotación, y cuanto
más rápido gira, más se deforma. De este
modo, al extender el resultado de Israel para poder incluir
a los cuerpos en rotación, se conjetura que cualquier
cuerpo en rotación, que colapsara y formara un agujero
negro, llegaría finalmente a un estado estacionario
descrito por la solución de Kerr.
En 1970, en Cambridge, Brandon Carter, dio el primer
paso para la demostración de la anterior conjetura.
Probó que, con tal que un agujero negro rotando de manera
estacionaria tuviera un eje de simetría, como una peonza,
su tamaño y su forma solo dependerían de su masa y
de la velocidad de rotación. Luego, en 1971,
demostró que cualquier agujero negro rotando de manera
estacionaria siempre tendría un eje de simetría.
Finalmente, en 1973, David Robinson, del Kings College de
Londres, uso el resultado de Carter y de Stephen Hawkings
para demostrar que la conjetura era correcta; dicho agujero negro
tiene que ser verdaderamente la solución de Kerr.
Así, después de un colapso gravitatorio, un agujero
negro se debe asentar en un estado en el que puede rotar, pero no
puede tener pulsaciones, es decir, aumentos y disminuciones
periódicas de su tamaño.
La frontera de un
agujero negro no es una superficie de material real, sino una
simple frontera matemática de la que no escapa nada, ni la
luz que atraviese sus límites,
se llama el horizonte de eventos;
cualquier fenómeno que ocurra pasada esa frontera
jamás podrá verse fuera de ella. El horizonte de
suceso es unidireccional: se puede entrar, pero jamás
salir
La idea de agujero negro tomó fuerza con los avances
científicos y experimentales que llevaron al
descubrimiento de los púlsares. Poco después, el
término "agujero negro" fue acuñado por John
Wheeler.
PARTES DE UN AGUJERO NEGRO.
Un agujero negro tiene tres partes principales que debemos
diferenciar:
1).Orbita del agujero negro:
Es el exterior del agujero negro. En el está toda la
materia que tarde o temprano va a ser engullida por el agujero
negro. Esta materia gira en torno al agujero
negro, pero poco a poco va desplazándose más hacia
el interior. Nadie sabe todavía donde va a parar esta
materia.
2).Horizonte de sucesos:
El horizonte de sucesos es como una válvula que solo
puede atravesarse en un sentido. Una vez que lo cruzas es
imposible salir de ahí. Ni siquiera la luz puede salir.
Aquí, ya sólo queda bajar hasta la singularidad,
que es el punto y final del agujero negro. Ponemos el ejemplo de
una nave interestelar de las del tipo de las películas de
ciencia
ficción. Si una nave quisiera salir del horizonte de
sucesos, necesitaría una aceleración infinita,
prohibida por las leyes de la
física.
3).La singularidad:
La singularidad es la parte final del agujero negro.
Aquí, la curvatura del espacio tiempo es muy extrema, y en
caso de que una nave llegase hasta aquí, el espacio tiempo
la comprimiría hasta densidades superiores a las de miles
de millones de toneladas por centímetro cúbico que
existen en el núcleo de los púlsares.
Capítulo II: AGUJEROS NEGROS EN
RELACIÓN A SU MASA
CONCEPTOS PRELIMINARES SOBRE EL PESO DE LOS AGUJEROS
NEGROS.
El concepto de un cuerpo tan pesado que ni la luz pudiese
escapar de él, fue descrito en un artículo enviado
a la Royal Society por un geólogo inglés
llamado John Michelle en 1783. Por aquel entonces la
teoría de Newton de gravitación y el concepto de
velocidad de escape eran muy conocidas. Michelle 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.
Años más tarde en 1928, un estudiante graduado
de la india
Subrahmanyan Chandrasekhar, calculó lo grande que
podría llegar a ser una estrella que fuera capaz de
soportar su propia gravedad, antes de que se acabe su
combustible. Descubrió una masa (aproximadamente 1.5 veces
la masa del Sol) en la que una estrella fría no
podría soportar su gravedad. Esto es lo que se conoce como
el límite de Chandrasekhar. Si una estrella posee una masa
menor a la del límite de Chandrasekhar, puede
estabilizarse y convertirse en una enana blanca, con un radio de
pocos kilómetros y una densidad de toneladas por
centímetro cúbico.
Las estrellas de neutrones también están dentro
del límite de Chandrasekhar, siendo para estas 3 masas
solares, y se mantienen por la repulsión de electrones. Su
densidad es de millones de toneladas por centímetro
cúbico, aquí se incluyen los púlsares, los
cuales son estrellas de neutrones en rotación. En 1939,
Robert Oppenheimer describió lo que le sucedería a
una estrella si estuviera por fuera del límite de
Chandrasekhar.
El campo gravitatorio de la estrella cambia los rayos de luz
en el espacio – tiempo, ya que los rayos de luz se inclinan
ligeramente hacia dentro de la superficie de la estrella. Cada
vez se hace más difícil que la luz escape, y la luz
se muestra
más débil y roja para un observador. Cuando la
estrella alcanza un radio crítico, el campo gravitatorio
crece con una intensidad que la luz ya no puede escapar. Esta
región es llamada hoy un agujero negro.
TAMAÑO DE LOS AGUJEROS NEGROS.
Si analizamos el tema del espacio que ocupa un agujero negro
debemos de considerar como parámetro principal una
variable matemática denominada el radio de Schwarszchild
el cual es el radio del horizonte de sucesos que comprende al
agujero negro (dentro de este radio la luz es absorbida por la
gravedad y cualquier cuerpo es absorbido con una fuerza
gravitatoria infinita hacia el centro del agujero negro no
pudiendo escapar de éste). Ahora bien los
científicos han logrado hallar una relación directa
entre la masa y el espacio ocupado de un agujero negro, esto
significa que si un agujero negro es diez veces más pesado
que cualquier estrella ocupará también diez veces
el espacio ocupado por esa estrella. Para darnos una idea
más clara compararemos el tamaño del sol con un
agujero negro súper masivo, el sol posee un radio de
aproximadamente 434,96 millas mientras que el agujero negro
súper masivo poseerá un radio de a lo más
cuatro veces más grande que el del Sol.
MASA DE LOS AGUJEROS NEGROS.
Si analizamos la segunda propiedad
debemos de considerar que hasta el momento lo que se sabe de la
masa que poseen los agujeros negros es que esta no tiene
límites conocidos (ningún máximo ni
mínimo). Pero si analizamos las evidencias
actuales podemos considerar que dado que los agujeros negros se
forman a partir de la muerte de
estrellas masivas debería de existir un límite
máximo del peso de los agujeros negros que sería a
lo mucho igual a la masa máxima de una estrella masiva.
Dicha masa límite es igual a diez veces la masa del Sol
(más o menos 1×1031 kilogramos).
En los últimos años se ha encontrado
evidencia de la existencia de agujeros negros en el centro de
galaxias masivas. Se cree a partir de esto que dichos agujeros
negros poseerían "millón de veces la masa del
sol".
CLASIFICACION TEORICA
1.-Según su origen.
Agujeros negros
primordiales:
Aquellos que fueron creados temprano en la historia del Universo. Sus
masas pueden ser variadas y ninguno ha sido observado.
En 1971, Stephen Hawkings teorizó que en la densa
turbulencia creada por el fenómeno conocido como Big Bang, se
formaron presiones externas las cuales ayudaron en la
formación de los mini agujeros negros. éstos
serían tan masivos como una montaña, pero tan
pequeños como un protón; radiarían
energía espontáneamente, y después de miles
de millones de años finalizarían con una violenta
explosión.
Estos agujeros negros tendrían una mayor temperatura y
emitirían radiación a un ritmo mucho mayor. Un
agujero negro primitivo con una masa inicial de mil
millones de toneladas tendría una vida media
aproximadamente igual a la edad del universo.
Los agujeros negros primitivos con masas iniciales
menores que la anterior ya se habrían evaporado
completamente, pero aquellos con masas ligeramente superiores
aún estarían emitiendo radiación en
forma de rayos X y rayos gamma. Los rayos X y los rayos gamma son
como las ondas luminosas, pero con una longitud de onda
más corta. Tales agujeros apenas merecen el apelativo de
negros: son realmente blancos incandescentes y emiten
energía a un ritmo de unos diez mil megavatios.
Un agujero negro de esas características podría
hacer funcionar diez grandes centrales eléctricas, si
pudiéramos aprovechar su potencia. No
obstante, esto sería bastante difícil: ¡el
agujero negro tendría una masa como la de una
montaña comprimida en menos de una billonésima de
centímetro, el tamaño del núcleo de un
átomo!
Si se tuviera uno de estos agujeros negros en la superficie de la
Tierra, no
habría forma de conseguir que no se hundiera en el
suelo y
llegara al centro de Tierra.
2.-Según la
masa:
a) Agujeros negros de masa estelar o medianos:
Se forman cuando una estrella de masa 2,5 mayor que la masa
del Sol se convierte en supernova e implosiona.
Su núcleo se concentra en un volumen muy
pequeño que cada vez se va reduciendo más.
Por otro lado, hay buena evidencia de que los agujeros negros
medianos se forman como despojos de estrellas masivas que
colapsan al final de sus vidas.
b) Agujeros negros súper masivos:
Son el corazón de
muchas galaxias. Se ha establecido que tiene una masa de 2.5
millones de veces la del Sol.
Se forman en el mismo proceso que da
origen a las componentes esféricas de las galaxias. Se
cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre
ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros
súper masivos.
Estos agujeros negros súper masivos tienen un horizonte
de eventos más o menos igual al tamaño del Sistema
Solar. Otra de las implicaciones de un Agujero Negro
súper masivo sería la probabilidad
que fuese capaz de generar su colapso completo,
convirtiéndose en una singularidad desnuda de
materia.
3.-Según el momento angular (modelos
teóricos):
Un agujero negro sin carga y sin momento angular es un agujero
negro de Schwarzschild, mientras que un agujero negro rotatorio
(con momento angular mayor que 0), se denomina agujero negro de
Kerr.
EL LIMITE CHANDRASEKHAR.
Para empezar, no todas las estrellas se pueden convertir en
agujeros negros, para ello deben de cumplir ciertos requisitos
como por ejemplo el tamaño, tiempo de vida, entre otras
características.
Las estrellas se forman a partir de grandes concentraciones de
gas,
principalmente hidrógeno, por efectos gravitatorios los
átomos que conforman estos gases
empezarán a colapsar unos contra otros
contrayéndose y generando un calentamiento del gas, el
calor poco a
poco se incrementará llegando a generarse reacciones
importantes entre los átomos (transformación de
moléculas de Hidrógeno en Helio como explicamos
anteriormente). Estas reacciones provocan emanaciones de
energía altísimas que le dan a las estrellas la
luminosidad característica. Todo esto ocurre hasta un
momento en que los átomos llegan a alcanzar un equilibrio a
partir del cual dejan de contraerse. El Sol se encuentra en estos
momentos en este equilibrio, en el que no existe ningún
tipo de contracción por parte de sus componentes.
Ahora bien, durante el período de tiempo que toma el
proceso de contracción de los átomos la estrella
sigue acumulando más gases y crece en tamaño, este
tamaño fue estudiado por Subrahmanyan Chandrasekhar, quien
indicó el tamaño máximo que una estrella
puede alcanzar antes de llegar a consumir todo su combustible
natural.
Chandrasekhar descubrió el límite al cual una
estrella puede crecer de manera que su masa pueda llegar a ser
tal que la estrella llegue al límite de soporte de su
gravedad; lo cual nos ayuda a entender que si la estrella es muy
grande su gravedad podría provocar que esta "se derrumbe
sobre sí misma" (para entenderlo piensa en un huevo
cayendo a 400 metros de profundidad bajo el mar, lo que
sucedería es que el huevo se rompería por efecto de
la presión
del agua la cual
se ejerce de manera perpendicular sobre la superficie del huevo
antes de caer al fondo del mar).
Sucede entonces que Chandrasekhar calculó
matemáticamente que la masa crítica de una estrella
sería igual a 1,5 veces la masa del sol a ésta masa
se le denomina el límite de Chandrasekhar, por debajo de
éste límite encontramos a las enanas blancas y las
estrellas de neutrones mientras que por encima de ese
límite podríamos encontrar a los agujeros negros
(bueno no fue hasta 1939 que se logró explicar que
sucedería con una estrella con una masa mayor a la del
límite de Chandrasekhar), esa estrella poseería un
campo gravitatorio tan fuerte que los rayos de luz emanados de la
estrella empiezan a irradiarse hacia la superficie (como un
boomerang), poco a poco los rayos de luz se inclinan con mayor
fuerza hacia la misma estrella de la cual emanan.
A lo lejos un observador contemplará como la estrella
pierde luminosidad tornándose roja (un efecto parecido a
cuando las baterías de una lámpara se van acabando
de a pocos), Cuando la estrella llegue a alcanzar un radio
crítico el campo gravitatorio crecerá de manera
exponencial llegando finalmente a atrapar a la misma luz dentro
de ella.
En este instante el agujero negro ha sido creado y su
presencia sólo puede ser notada por la emisión de
rayos X que provoca.
Capítulo III:
DETECCIÓN DE LOS AGUJEROS NEGROS
FORMACIÓN DE LOS AGUJEROS NEGROS.
Supongamos una estrella como el sol que va agotando su
combustible nuclear convirtiendo su hidrógeno a helio y
este a carbono,
oxígeno
y finalmente hierro
llegando un momento en que el calor producido por las reacciones
nucleares es poco para producir una dilatación del sol y
compensar así a la fuerza de la gravedad. Entonces el sol
se colapsa aumentando su densidad, siendo frenado ese colapso
únicamente por la repulsión entre las capas
electrónicas de los átomos. Pero si la masa del sol
es lo suficientemente elevada se vencerá esta
repulsión (al sobrepasar el límite de
Chandrasekhar) pudiéndose llegar a fusionarse los protones
y electrones de todos los átomos, formando neutrones y
reduciéndose el volumen de la estrella no quedando
ningún espacio entre los núcleos de los
átomos. El sol se convertiría en una esfera de
neutrones y por lo tanto tendría una densidad
elevadísima. Sería lo que se denomina "estrella de
neutrones".
Naturalmente las estrellas de neutrones no se forman tan
fácilmente, ya que al colapsarse la estrella la
energía gravitatoria se convierte en calor
rápidamente provocando una gran explosión. Se
formaría una nova o una supernova expulsando en la
explosión gran parte de su material, con lo que la
presión gravitatoria disminuiría y el colapso
podría detenerse. Así se podría llegar a
formar objetos de menos densidad que las estrellas de neutrones
llamados "enanas blancas" en las que la distancia entre los
núcleos atómicos a disminuido de modo que los
electrones circulan libres por todo el material (es la llamada
materia degenerada), y es la velocidad de movimiento de
estos lo que impide un colapso mayor. Por lo tanto la densidad es
muy elevada pero sin llegar a la de la estrella de neutrones.
Estos electrones degenerados se repelen pero no por
repulsión electromagnética sino por porque al
presionarlos se intenta que ocupen el mismo orbital más
electrones de los que caben. Es la presión de Fermi de los
electrones degenerados que actúa cuando las ondas
asociadas a los electrones comienzan a solaparse. Pero
Chandrasekhar descubrió que si la masa de la enana blanca
fuera superior a 1,44 masas solares, entonces debido al
límite máximo de velocidad de los electrones (la
velocidad de la luz) esta presión de Fermi no sería
suficiente y la estrella colapsaría a una estrella de
neutrones.
Se ha calculado que por encima de 2.5 soles de masa, una
estrella de neutrones se colapsaría más aún
fusionándose sus neutrones. Esto es posible debido
igualmente a que el principio de exclusión de Pauli por el
cual se repelen los neutrones tiene un límite cuando la
velocidad de vibración de los neutrones alcanza la
velocidad de la luz.
Debido a que no habría ninguna fuerza conocida que
detuviera el colapso, este continuaría hasta convertir la
estrella en un punto creándose un agujero negro. Este
volumen puntual implicaría una densidad infinita, por lo
que fue rechazado en un principio por la comunidad
científica, pero S. Hawking demostró que esta
singularidad era compatible con la teoría de la
relatividad general de Einstein
Los agujeros negros se forman a partir de estrellas moribundas
las cuales luego de un proceso natural empiezan a acumular una
enorme concentración de masa en un radio mínimo de
manera que la velocidad de escape de esta estrella es mayor que
la velocidad de la luz. A partir de esto la ex estrella no
permite que nada se escape a su campo gravitatorio, inclusive la
luz no puede escapar de ella. Para entender con mayor claridad lo
anteriormente escrito es conveniente que estudiemos las fases en
la formación de una estrella.
DETECCIÓN DE LOS AGUJEROS NEGROS.
Un agujero negro no podríamos observarlo
fácilmente ya que no reflejarían ni
emitirían ningún tipo de radiación ni de
partícula. Pero hay ciertos efectos que sí pueden
ser detectados. Uno de estos efectos es el efecto gravitatorio
sobre una estrella vecina.
Supongamos un sistema
binario de estrellas (dos estrellas muy cercanas girando la
una alrededor de la otra) en el cual una de las estrellas es
visible y de la cual podemos calcular su distancia a la Tierra y
su masa. Esta estrella visible realizará unos movimientos
oscilatorios en el espacio debido a la atracción
gravitatoria de la estrella invisible. A partir de estos
movimientos se puede calcular la masa de la estrella
invisible.
Si esta estrella invisible supera una masa de unos 1'5 veces
la masa de nuestro sol, tendremos que suponer que se trata de un
agujero negro.
Además si la estrella visible está lo
suficientemente cerca, podría ir cediéndole parte
de su masa que caería hacia el agujero negro siendo
acelerada a tal velocidad que alcanzaría una temperatura
tan elevada como para emitir rayos X. Pero esto también
sucedería si se tratara de una estrella de neutrones en
vez de un agujero negro.
Un ejemplo de objeto detectado que cumple las dos condiciones
primeras expuestas es la estrella binaria llamada Cignus-X1, que
es una fuente de rayos X muy intensa formada por una estrella
visible y una estrella invisible con una masa calculada que
supera los 2'5 masas solares. A parte de esto también hay
que tener en cuenta que S. Hawking dedujo que un agujero negro
produciría partículas subatómicas en sus
proximidades, perdiendo masa e irradiando dichas
partículas, lo cual sería otro modo de
detección.
DESCUBRIMIENTOS RECIENTES.
En 1995 un equipo de investigadores de la UCLA dirigido por
Andrea Ghez demostró mediante simulación
por ordenadores la posibilidad de la existencia de agujeros
negros súper masivos en el núcleo de las galaxias,
tras estos cálculos mediante el sistema de
óptica
adaptable se verificó que algo deformaba los rayos de luz
emitidos desde el centro de nuestra galaxia (la Vía
Láctea), tal deformación se debe a un invisible
agujero negro súper masivo que ha sido denominado Sgr.A (o
Sagittarius A), al mismo se le supone una masa 4,5 millones de
veces mayor que la del Sol. El agujero negro súper masivo
del centro de nuestra galaxia actualmente es poco activo ya que
ha consumido gran parte de la materia bariónica que se
encuentra en la zona de su inmediato campo gravitatorio y emite
grandes cantidades de radiación.
Por su parte la astrofísica Fayal Ã?zel ha
explicado algunas características probables en torno a un
agujero negro: cualquier, incluido el espacio, cosa que entre en
la fuerza de marea provocada por un agujero negro se
aceleraría a extremada velocidad como en un vórtice
y todo el tiempo dentro del área de atracción de un
agujero negro se dirigiría hacia el mismo agujero
negro.
En junio de 2004 astrónomos descubrieron un agujero
negro súper masivo, el Q0906+6930, en el centro de una
galaxia distante a unos 12.700 millones de años luz. Esta
observación indicó una rápida
creación de agujeros negros súper masivos en
el Universo
joven.
La formación de micro agujeros negros en los
aceleradores de partículas ha sido informada, pero no
confirmada. Por ahora, no hay candidatos observados para ser
agujeros negros primordiales.
El mayor
En el año 2007 se descubrió el agujero negro,
denominado IC 10 X-1, está en la constelación de
Casiopea cerca de la galaxia enana IC 10, a una distancia de 1,8
millones de años luz de la Tierra con una masa de entre 24
y 33 veces la de nuestro Sol se considera el mayor hasta la
fecha.
Posteriormente en abril de 2008 la revista Nature
publicó un estudio realizado en la Universidad de
Turku (Finlandia) por un equipo de científicos dirigido
por Mauri Valtonen descubrió un sistema binario, un blazar
llamado OJ287, tal sistema está constituido por un agujero
negro menor que orbita en torno al mayor, la masa del mayor
sería de 18.000 millones de veces la de nuestro Sol. Se
supone que en cada intervalo de rotación el agujero negro
menor golpea la ergosfera del mayor dos veces generándose
un quásar.
El menor
En abril de 2008 el equipo coordinado por Nikolai Saposhnikov
y Lev Titarchuk ha identificado el más pequeño de
los agujeros negros conocidos hasta la fecha; ha sido denominado
J 1650, se ubica en la constelación constelación
Ara (o Altar) de la Vía Láctea (la misma galaxia de
la cual forma parte la Tierra). J 1650 tiene una masa equivalente
a 3,8 soles y tan solo 24 Km. de diámetro se habría
formado por el colapso de una estrella; tales dimensiones estaban
previstas por las ecuaciones de Einstein.
Se considera que son prácticamente las dimensiones
mínimas que puede tener un agujero negro ya que una
estrella que colapsara y produjera un fenómeno de menor
masa se transformaría en una estrella de neutrones. Se
considera que pueden existir muchos más agujeros negros de
dimensiones semejantes.
Capítulo
IV: LOS AGUJEROS NEGROS NO SON TAN NEGROS
Se sabe que la definición actual de un
agujero negro es como el conjunto de sucesos desde los cuales no
es posible escapar a una gran distancia, definición que es
la generalmente aceptada en la actualidad. Significa que la
frontera del agujero negro, el horizonte de sucesos, está
formada por los caminos en el espacio-tiempo de los rayos de luz
que justamente consiguen escapar del agujero negro, y que se
mueven eternamente sobre esa frontera, es algo parecido a
correr huyendo de la policía y conseguir mantenerse por
delante, pero no ser capaz de escaparse sin dejar rastro. Los
caminos de estos rayos de luz nunca podrían
aproximarse entre sí; si lo hicieran, deberían
acabar chocando, sería como encontrarse con
algún otro individuo
huyendo de la policía en sentido contrario: ¡Ambos
serían detenidos! (O, en este caso, los rayos de luz
caerían en el agujero negro).
Pero si estos rayos luminosos fueran
absorbidos por el agujero negro, no podrían haber
estado entonces en la frontera del agujero negro.
Así, los caminos de los rayos luminosos en el
horizonte de sucesos tienen que moverse siempre o paralelos
o alejándose entre sí.
Otro modo de ver esto es imaginando que el
horizonte de sucesos, la frontera del agujero negro, es como
el perfil de una sombra .Si uno se fija en la sombra proyectada
por una fuente muy lejana, tal como el Sol, verá que
los rayos de luz del perfil no se están aproximando entre
sí. Si los rayos de luz que forman el horizonte de
sucesos, la frontera del agujero negro, nunca pueden
acercarse entre ellos, el área del horizonte de
sucesos podría permanecer constante o aumentar con el
tiempo, pero nunca podría disminuir, porque esto
implicaría que al menos algunos de los rayos de luz de la
frontera tendrían que acercarse entre sí. De
hecho, el área aumentará siempre que algo de
materia o radiación caiga en el 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.
Esta propiedad de no disminución del
área del horizonte de sucesos produce una
restricción importante de los comportamientos
posibles de los agujeros. El científico Roger Ponrose
no se había dado cuenta de que las fronteras de los
agujeros negros, de acuerdo con las dos definiciones,
serían las mismas, por lo que también lo
serían sus áreas respectivas, con tal de que el
agujero negro se hubiera estabilizado en un estado estacionario
en el que no existieran cambios temporales.
LA SEGUNDA LEY DE LA
TERMODINÁMICA.
El comportamiento
no decreciente del área de un agujero negro recordaba el
comportamiento de una cantidad física llamada entropía, que mide el grado de desorden de
un sistema. Es una cuestión de experiencia diaria que el
desorden tiende a aumentar, si las cosas se abandonan a ellas
mismas.
Se puede crear orden a partir del desorden (por ejemplo, uno
puede pintar la casa), pero esto requiere un consumo de
esfuerzo o energía, y por lo tanto disminuye la cantidad
de energía ordenada obtenible.
Un enunciado preciso de esta idea se conoce como la
segunda ley de la termodinámica. Dice que la entropía
de un sistema aislado siempre aumenta, y que cuando dos sistemas se
junta, la entropía del sistema combinado es mayor que la
suma de las entropías de los sistemas individuales.
Consideremos, a modo de ejemplo, un sistema de
moléculas de gas en una caja. Las moléculas pueden
imaginarse como pequeñas bolas de billar
chocando "continuamente entre sí y con
las paredes de la caja. Cuanto mayor sea la temperatura del gas,
con mayor rapidez se moverán las partículas y,
por lo tanto, con mayor frecuencia e intensidad chocarán
contra las paredes de la caja, y mayor presión hacia
afuera ejercerá. Supongamos que las moléculas
están inicialmente confinadas en la parte izquierda de la
caja separadas mediante una pared. Si se quita dicha pared, las
moléculas tenderán a expandirse y a ocupar las dos
mitades de la caja. En algún instante posterior, todas
ellas podrían estar, por azar, en la parte derecha, o, de
nuevo, en la mitad izquierda, pero es extremadamente más
probable que haya un número aproximadamente igual de
moléculas en cada una de las dos mitades.
Tal estado es menos ordenado, o más
desordenado, que el estado
original en el que todas las moléculas estaban en una
mitad. Se dice, por eso, que la entropía del gas ha
aumentado. De manera análoga, supongamos que se empieza
con dos cajas, una que contiene moléculas de
oxígeno y las otras moléculas de nitrógeno.
Si se juntan las cajas y se quitan las "paredes separadoras", las
moléculas de oxígeno y de nitrógeno
empezarán a mezclarse. Transcurrido cierto tiempo, el
estado más probable será una mezcla bastante
uniforme de moléculas de oxígeno y nitrógeno
en ambas cajas. Este estado estará menos ordenado, y por
lo tanto tendrá más entropía que el estado
inicial de las dos cajas
separadas.
La segunda ley de la termodinámica tiene un
status algo diferente al de las restantes leyes de la
ciencia, como la de la gravedad de Newton por citar un ejemplo,
porque no siempre se verifica, aunque sí en la inmensa
mayoría de los casos. La probabilidad de que todas las
moléculas de gas de nuestra primera caja se encuentren en
una mitad, pasado cierto tiempo, es de muchos millones de
millones frente a uno, pero puede suceder.
Sin embargo, si uno tiene un agujero negro, parece existir una
manera más fácil de violar la segunda ley:
simplemente lanzando al agujero negro materia con gran cantidad
de entropía, como, por ejemplo, una caja de gas. La
entropía total de la materia fuera del agujero negro
disminuirá. Todavía se podría decir, desde
luego, que la entropía total, incluyendo la
entropía dentro del agujero negro, no ha disminuido,
pero, dado que no hay forma de mirar dentro del agujero
negro, no podemos saber cuánta entropía tiene
la materia dentro. Sería entonces interesante que hubiera
alguna característica del agujero negro a partir de la
cual los observadores, fuera de él, pudieran saber su
entropía, y que ésta aumentará siempre
que cayera en el agujero negro materia portadora de
entropía.
Siguiendo el descubrimiento descrito antes (el área del
horizonte de sucesos aumenta siempre que caiga materia en un
agujero negro), un estudiante de investigación de Princeton, llamado Jacob
Bekenstein, sugirió que el área del horizonte de
sucesos era una medida de la entropía del agujero negro.
Cuando materia portadora de entropía cae en un
agujero negro, el área de su horizonte de sucesos
aumenta, de tal modo que la suma de la entropía de la
materia fuera de los agujeros negros y del área de los
horizontes nunca disminuye.
Esta sugerencia parecía evitar el que la segunda ley de
la termodinámica fuera violada en la mayoría de las
situaciones. Sin embargo, había un error fatal. Si un
agujero negro tuviera entropía, entonces también
tendría que tener una temperatura. Pero un cuerpo a
una temperatura particular debe emitir radiación a un
cierto ritmo.
Es una cuestión de experiencia común que si se
calienta un atizador en el fuego se pone rojo incandescente
y emite radiación; los cuerpos a temperaturas más
bajas también emiten radiación, aunque normalmente
no se aprecia porque la cantidad es bastante pequeña. Se
requiere esta radiación para evitar que se viole la
segunda ley. Así pues, los agujeros negros
deberían emitir radiación. Pero por su propia
definición, los agujeros negros son objetos que se
supone que no emiten nada.
Parece, por lo tanto, que el área de un agujero negro
no podría asociarse con su entropía.
En 1972, Stephen W. Hawking escribió un
artículo con Brandon Carter y un colega
norteamericano, Jim Bardeen, en el que señalaban que
aunque había muchas semejanzas entre entropía y
área del horizonte de sucesos, existía esta
dificultad aparentemente fatal. Stephen admitía que
al escribir este artículo estaba motivado, en parte,
por su irritación contra Bekenstein, quien, según
el creía, había abusado del descubrimiento del
aumento del área del horizonte de sucesos. Pero al final
resultó que él estaba básicamente en lo
cierto, aunque de una manera que él no podía haber
esperado.
RADIACION DEL AGUJERO NEGRO.
En 1973 se descubrió la manera de calcular la
radiación que emitían de los agujeros negros en
rotación por el método
mecano-cuánticos pero esto no le gusto mucho a
Stephen H. por lo cual emprendió la tarea de idear
un tratamiento matemático mejor, que describió en
un seminario
informal en Oxford, a finales de noviembre de 1973.
En aquel momento, aún no había
realizado los cálculos para encontrar cuánto
se emitiría realmente. Esperaba descubrir exactamente la
radiación que Zeldovich y Starobinsky habían
predicho para los agujeros negros en rotación. Sin
embargo, cuando hizo el cálculo,
encontró, para su sorpresa y enfado, que incluso los
agujeros negros sin rotación deberían crear
partículas a un ritmo estacionario.
Al principio pensó que esta emisión indicaba que
una de las aproximaciones que había usado no era
válida. Tenía miedo de que si Bekenstein se
enteraba de esto, lo usara como un nuevo argumento para apoyar su
idea acerca de la entropía de los agujeros negros, que
aún no me gustaba. No obstante, cuanto más
pensaba en ello, más me parecía que las
aproximaciones deberían de ser verdaderamente adecuadas.
Pero lo que al final me convenció de que la emisión
era real fue que el espectro emitido por un cuerpo caliente. El
agujero negro emitía partículas exactamente al
ritmo correcto para impedir que la segunda ley de la
termodinámica sea violada.
Desde entonces los cálculos se han repetido de diversas
maneras por otras personas. Todas ellas confirman que un agujero
debería emitir partículas y radiación como
si fuera un cuerpo caliente con una temperatura que sólo
depende de la masa del agujero negro: cuanto mayor sea la masa,
tanto menor será la temperatura.
Se puede entender esta emisión de la siguiente manera:
lo que pensamos que es espacio vacío no puede estar
completamente vacío, porque eso significaría que
todos los campos, tales como el gravitatorio o el
electromagnético, tendrían que ser exactamente
cero.
Sin embargo, el valor de un
campo y su velocidad de cambio con el
tiempo son como la posición y la velocidad de una
partícula. El principio de incertidumbre implica que
cuanto con mayor precisión se conoce una de esas dos
magnitudes, con menor precisión se puede saber la
otra. Así, en el espacio vacío, el campo no puede
estar fijo con valor cero exactamente, porque entonces
tendría a la vez un valor preciso (cero) y una velocidad
de cambio precisa (también cero). Debe haber una
cierta cantidad mínima debido a la incertidumbre, o
fluctuaciones cuánticas, del valor del campo.
Uno puede imaginarse estas fluctuaciones como pares de
partículas de luz o de gravedad que aparecen juntas
en un instante determinado, se separan, y luego se vuelven a
juntar y se aniquilan mutuamente estas partículas son
partículas virtuales, como las partículas que
transmiten la fuerza gravitatoria del sol : Al contrario que las
partículas reales no pueden ser observadas directamente
con un detector es, por lo tanto, posible, para la
partícula virtual con energía negativa, si
está 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. Su
desamparado compañero puede caer así mismo en
el agujero negro. O, al tener energía positiva,
también puede escaparse de las cercanías del
agujero negro como una partícula o
antipartícula real. Para un observador lejano,
parecerá haber sido emitida desde el agujero negro. Cuanto
más 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, por consiguiente, mayores serán
la velocidad de emisión y la temperatura aparente del
agujero negro.
La energía positiva de la radiación emitida
sería compensada por un flujo hacia el agujero negro de
partículas con energía negativa. Por la
ecuación de Einstein: E = mc2
(en donde E es la energía, m, la masa y c,
la velocidad de la luz), sabemos que la energía es
proporcional a la masa. Un flujo de energía negativa
hacia el agujero negro reduce, por lo tanto, su masa. Conforme el
agujero negro pierde masa, el área de su horizonte de
sucesos disminuye, pero la consiguiente disminución de
entropía del agujero negro es compensada de sobra por la
entropía de la radiación emitida, y, así, la
segunda ley nunca es violada. Además, cuanto
más pequeña sea la masa del agujero negro, tanto
mayor será su temperatura.
Así, cuando el agujero negro pierde masa, su
temperatura y su velocidad de emisión aumentan y, por
lo tanto, pierde masa con más rapidez. Lo que sucede
cuando la masa del agujero negro se hace, con el tiempo,
extremadamente pequeña no está claro, pero la
suposición más razonable es que
desaparecería completamente en una tremenda
explosión.
RELATIVIDAD GENERAL.
Hasta el momento, hemos podido ver a grosso modo qué es
un agujero negro, hemos revisado un poco de la historia de
cómo fue que se encontró un término
apropiado a este fenómeno, hemos visto como se forman,
hemos visto inclusive con un caso práctico como es que son
detectados, y hemos entrado a la polémica de cómo
es que pueden ser medidos. Pues bien, a partir de aquí las
cosas van a tratar de ser un poco más profundas, dado que
no podemos decir que conocemos de agujeros negros si es que no
hemos entendido a cabalidad su relación con la
teoría de la relatividad general. Hemos visto que un
agujero negro es un fenómeno cuya característica
más saltante es la gravedad casi infinita que posee,
sabemos que es tan grande que ni siquiera la luz puede escapar,
pero la idea se rompe si es que queremos entenderlo con la
física básica que nos brindaron en el colegio. La
teoría general de la relatividad describe a la gravedad
como una manifestación de la curvatura del espacio –
tiempo.
Cuanto más masivo sea un objeto mayor será su
influencia sobre el espacio y el tiempo, si hablamos de casos
límites un objeto masivo distorsionará al espacio –
tiempo de tal manera que las reglas geométricas que
conocemos dejarían de aplicarse.
El entendimiento de qué pueda ocurrir en un agujero
negro (hablamos claro de lo que pasaría al pasar el
horizonte de sucesos) es pura especulación puesto que al
no cumplirse ninguna ley física no podemos ni siquiera
predecir que ambiente
existirá. Es como querer saber cómo era todo antes
del Big Bang, es decir, ¡sólo Dios lo sabe!.
Supuestamente la teoría de la relatividad especial puede
predecir que ocurre hasta llegar a ese horizonte de sucesos,
sencillamente todo movimiento deja de existir (incluido el paso
del tiempo) pero la veracidad de dicha teoría se ha puesto
en los últimos meses (mayo del 2000) en tela de juicio
pues un grupo de
científicos realizaron un experimento en un túnel
cuántico en donde demostraron que los fotones pueden
viajar más rápido que la luz.
Esto revoluciona todo lo hasta ahora conocido; significa que
nuestro entendimiento sobre el comportamiento físico cerca
al horizonte de sucesos puede no ser como lo predice la
teoría de Einstein.
La teoría de la relatividad habla acerca de que la
gravedad afecta al tiempo pues afecta a la velocidad de la luz;
bueno, mucho de lo que se ha hablado parte de esa premisa, no se
trata de algo tan sencillo de aceptar considerando que en la
actualidad existen dos teorías
dominantes en la física: la teoría cuántica
y la teoría de la relatividad, cada una irreconciliable en
algunos puntos con la otra. Sin embargo se piensa que muchos de
los fenómenos descubiertos y estudiados en los
últimos tiempos como las singularidades parten
inevitablemente de la relatividad general.
Capítulo V: LOS AGUJEROS DE
GUSANO
CONCEPTOS BÁSICOS SOBRE LOS AGUJEROS DE GUSANO.
También conocido como el puente de Einstein-Rosen, es
un aspecto topológico hipotético del espacio tiempo
que es esencialmente un atajo desde un punto del universo a otro
punto en el universo, permitiendo el viaje entre ambos de una
forma más rápida.
Los agujeros de gusano se presentan como soluciones para las
ecuaciones de Einstein en la teoría general de la
relatividad cuando se aplican a los agujeros negros. De hecho,
surgen tan seguida y fácilmente en este contexto que
algunos teóricos se sienten inclinados a creer que
eventualmente puedan encontrarse o fabricarse contrapartes y,
quizá, ser utilizados para viajes
más rápidos que la velocidad de la luz.
La teoría de los agujeros de gusano se remonta a 1916,
poco después de que Einstein publicase su teoría
general, cuando Ludwig Flamm, un físico Vienés
desconocido, se fijó en la más simple y
teórica forma posible de un agujero negro – el agujero
negro Schwarzschild – y descubrió que las ecuaciones de
Einstein permitían una segunda solución, ahora
conocida como agujero blanco, que se encuentra conectado a la
entrada del agujero negro por un conducto de espacio
tiempo. La "entrada" del agujero negro y la "salida" del
agujero blanco podrían estar en diferentes partes del
mismo universo o en diferentes universos. En 1935, Einstein y
Nathan Rosen estudiaron más a fondo la teoría de
las conexiones intra- o inter-universo en una
presentación cuyo propósito era el de
explicar las partículas fundamentales, tales como
electrones, en términos de túneles de
espacio-tiempo unidos por líneas de fuerza
eléctricas.
Esto dio paso al nombre formal de puente Einstein-Rosen a lo
cual más tarde el físico John Wheeler se
referiría como "agujero de gusano" (el también
acuño los términos "agujero negro" y "espuma
cuántica"). La presentación de Wheeler en 1955,
trata sobre los agujeros de gusano en términos de
entidades topológicas denominadas "geones" e
incidentalmente provee el primer diagrama
(ahora muy familiar) de un agujero de gusano como un túnel
que conecta dos aberturas en diferentes regiones del espacio
tiempo.
El interés en los agujeros de gusano navegables
tomó auge a continuación de la publicación
de un escrito en 1987 de Michael Morris, Kip Thorne, y Uri
Yertsever (MTY) del Instituto de Tecnología en
California.
Este artículo surgió por una solicitud a
Thorne hecha por Carl Sagan quien estaba dándole vueltas a
la cabeza a la manera de llevar a la heroína de su
novela
"Contact" a través de distancias interestelares a
velocidades mayores que las de la luz. Thorne le pasó el
problema a sus estudiantes profesores Michael Morris y Uri
Yertsever, quienes averiguaron de que tal viaje podría ser
posible si un agujero negro pudiese ser mantenido abierto el
suficiente tiempo para que una nave espacial (o cualquier otro
objeto) pasase a través de el. "MTY" concluyeron que para
mantener un agujero de gusano requeriría de materia con
una densidad de energía negativa y una presión
negativa mayor – mayor en magnitud que la densidad de la
energía.
Tal materia hipotética es denominada materia
exótica. Aunque la existencia de la materia exótica
es especulativa, se conoce una manera de producir energía
de densidad negativa: El efecto Casimir. Como fuente de su
agujero de gusano, "MTY" se volvieron hacia el vacío
cuántico. "El espacio vacío" en su más
mínima escala. Resulta ser que no está vacío
sino que hierve con violentas fluctuaciones en la
mismísima geometría
del espacio-tiempo. A este nivel de la naturaleza, se cree que
ultra pequeños agujeros de gusano están
continuamente apareciendo y desapareciendo. MTY sugirieron que
una civilización lo suficientemente avanzada podría
expandir uno de esos pequeños agujeros hasta un
tamaño macroscópico añadiéndole
energía. Entonces el agujero podría ser
estabilizado utilizando el efecto Casimir colocándole dos
esferas súper conductoras cargadas en las bocas del
agujero. Finalmente, las bocas podrían ser transportadas a
regiones bastamente separadas en el espacio para proporcionar una
forma de comunicación y de viaje más
rápido que la luz.
Por ejemplo, una boca colocada a bordo de una nave espacial
podría ser llevada a una región a muchos
años luz de distancia. Debido a que este viaje inicial
sería a través del espacio tiempo normal,
tendría que efectuarse a velocidades inferiores a la de la
luz. Pero durante el viaje y después, el transporte y
la comunicación instantáneas a través del
agujero de gusano serían posibles. La nave podría
ser avituallada de combustible y provisiones a través de
la boca que llevaría. También, gracias a la
relativista dilación-tiempo, el viaje no tendría
porque por que ser de larga duración, aún medido
desde observadores con base en la Tierra. Por ejemplo, si una
nave rápida, llevando una boca de gusano fuese a viajar a
Vega, a 25 años luz de distancia, a 99.995% de la
velocidad de la luz (dado un factor de dilación-tiempo de
100), los relojes a bordo medirían el viaje como si
sólo tomase tres meses. Pero el agujero de gusano
alargándose desde la nave a la Tierra uniría
directamente el espacio y el tiempo entre las dos bocas, una la
de la nave y la otra dejada atrás en (o cerca) de la
Tierra.
Por lo tanto, medido también por los relojes
terrestres, el viaje habría tomado sólo tres meses,
tres meses para establecer un más o menos transporte
instantáneo y enlaces de comunicación entre la
Tierra y Vega.
Por supuesto que, el planteamiento del equipo MTY no
está exento de sus dificultades, una de las cuales es que
la potencia de las increíblemente necesarias fuerzas para
mantener las bocas del agujero de gusano abiertas podrían
destrozar a cualquiera o cualquier cosa que tratase de pasar a
través de ellas. En un esfuerzo por diseñar un
ambiente más benigno para los viajeros que utilizan estos
agujeros, Matt Visser de la Universidad de Washington en St.
Louis concibió un arreglo bajo el cual la región de
espacio tiempo de una de las bocas de estos agujeros es plano (y
por lo mismo libre de fuerzas) pero enmarcado por "puntales" de
materia exótica que contiene una región de
curvatura muy aguda.
Visser visualiza un diseño
cúbico, con conexiones de bocas de agujero espacio-plano
en las esquinas cuadradas y cadenas cósmicas en las
orillas. Cada cara del cubo puede conectarse para hacer cara con
otro cubo de agujero de gusano, o bien las seis caras del cubo
pueden conectar con seis diferentes caras de cubo en seis
localizaciones separadas.
Visto todo esto, nuestra tecnología aún no
está lista para llevar a cabo la tarea de construir un
entramado de agujeros de gusano; la pregunta que surge es si
realmente puede existir ya en estos momentos. Una posibilidad es
que razas avanzadas en alguna otra parte de la Galaxia o
más allá hayan establecido ya un emparrillado de
agujeros de gusano que podríamos aprender a utilizar. Otra
es que puedan ocurrir en forma natural. David Hochberg y Thomas
Kephart de la Universidad Vandebilt han descubierto que, en los
primeros instantes del Universo, la propia gravedad puede haber
dado lugar a regiones de energía negativa en las cuales
pueden haberse formado agujeros de gusano auto estabilizados.
Dichos agujeros, creados durante el Big Bang, pueden estar por
ahí hoy en día, distanciándose en
pequeñas o grandes distancias en el espacio.
LOS AGUJEROS DEL GUSANO.
Los llamados agujeros de gusano, una especie de pasadizo entre
dos puntos distantes o no del espacio-tiempo, fueron descubiertos
matemáticamente en 1916 por Ludwing Flamm, unos pocos
meses después de que Einstein formulara su ecuación
de campo (relatividad general), como una solución a dicha
ecuación de campo. Posteriormente, en los años
cincuenta fueron investigados intensamente mediante gran variedad
de cálculos matemáticos por John Wheeler y su equipo.
Durante muchos años, los cálculos parecían
indicar que se creaban en algún instante de tiempo y
rápidamente se estrangulaban y se cerraban. Pero en 1985,
cuando Kip S. Thorne trataba de resolver un grave problema que
tenía Carl Sagan con la heroína de su última
novela, realizó una serie de cálculos que le
llevaron a encontrar la solución a la inestabilidad de un
presunto agujero de gusano.
La solución que encontró Thorne pasaba por un
tipo de energía llamada exótica o energía
negativa. A diferencia de la materia o energía normal o
positiva que actúa, en grandes concentraciones como puede
ser una estrella masiva, como una lente gravitatoria convergente
(hace converger los rayos de luz) la energía
exótica o negativa actúa como lente gravitatoria
divergente, manteniendo separadas las paredes del agujero de
gusano. Hace divergir los rayos de luz que entren así como
las fluctuaciones del vacío que de otra forma al ser
multiplicados por el agujero impedirían su estabilidad y
lo destrozarían.
El material exótico es más común de lo
que nos podría parecer, de hecho las fluctuaciones del
vacío que lo envuelven todo están formadas por
energía positiva y energía negativa que en
circunstancias normales producen una suma nula. Sin embargo
Robert Wald (colaborador de Wheeler) y Ulvi Yurtsever demostraron
en los ochenta que en el espacio-tiempo curvo (cerca de una gran
masa), en una gran variedad de circunstancias, la curvatura
distorsiona las fluctuaciones del vacío y las hace
exóticas (energía negativa).
VIAJE EN EL TIEMPO.
Si mantenemos abierto un agujero de gusano mediante el aporte
de energía negativa (suponiendo que tenemos los medios
técnicos necesarios que deberá tener una sociedad
súper avanzada en el futuro), podemos construir una
máquina del tiempo. Una de las bocas del agujero
podría permanecer en la Tierra y la otra boca la suponemos
dentro de una nave interestelar. Si esta nave viaja a una
velocidad cercana a la luz durante 24 horas (tiempo de la nave,
que pasa más lentamente por efecto relativista), el tiempo
en la Tierra correspondiente podría ser de 15 años,
por ejemplo. Cuando la nave regresa después de 24 horas de
su tiempo, por la boca del agujero que ha permanecido en la nave
podríamos volver al pasado, 15 años atrás.
El agujero conectaría dos espacio-tiempo separados 15
años, su limitación de viaje al pasado la
fijaría el instante en que se formó el agujero,
antes no nos podríamos remontar porque no estaba
abierto.
Según la teoría de la relatividad general, si se
pueden mantener abiertos los agujeros de gusano mediante material
exótico, el viaje en el tiempo viene condicionado por el
mismo momento de la creación del agujero. No se puede
viajar a un tiempo anterior a la propia creación del
agujero de gusano.
¿LOS AGUJEROS NEGROS PODRIAN SER PORTALES A OTROS
UNIVERSOS?
Los agujeros de gusano podrían proporcionar portales a
otros mundos. Los objetos que los científicos creen que
son agujeros negros podrían ser agujeros de gusano que
llevan a otros Universos, según un nuevo estudio. Si es
así, ayudaría a resolver un acertijo
cuántico conocido como la paradoja de la información del agujero negro, pero los
críticos dicen que también haría surgir
nuevos problemas,
tales como en primero lugar cómo se formarían los
agujeros de gusano.
Un agujero negro es un objeto con tal potencia de campo
gravitatorio que nada, ni siquiera la luz, puede escapar si
supera un límite conocido como horizonte de eventos. La
Teoría de la Relatividad General de Einstein dice que los
agujeros negros deberían formarse siempre que la materia
se comprima en un espacio lo bastante pequeño.
Aunque los agujeros negros no se ven directamente, los
astrónomos han identificado muchos objetos que parecen ser
agujeros negros en observaciones de cómo la materia se
arremolina en torno a ellos.
Pero los físicos Thibault Damour del Instituto de Altos
Estudios Científicos en Bures-sur-Yvette, Francia, y
Sergey Solodukhin de la Universidad Internacional de Bremen en
Alemania dicen
ahora que estos objetos podrían ser estructuras
llamadas agujeros de gusano.
Los agujeros de gusano son curvaturas en el tejido del
espacio-tiempo que conectan un lugar con otro. Si te imaginas el
Universo como un papel bidimensional, puedes describir un agujero
de gusano como una "garganta" que conecta nuestra hoja con otra.
En este escenario, la otra hoja podría ser un Universo
propio, con sus propias estrellas, galaxias y planetas.
Damour y Solodukhin estudiaron a qué se podría
parecerse tal agujero de gusano, y se sorprendieron al descubrir
que imitaría un agujero negro tan bien que sería
virtualmente imposible diferenciarlos.
RADIACIÓN HAWKING.
La materia se arremolinaría en torno a un agujero de
gusano de la misma forma que lo hace en un agujero negro, dado
que ambos distorsionan el espacio alrededor de ellos de la misma
forma.
Se podría esperar distinguir ambos por la llamada
radiación de Hawking, una emisión de
partículas y luz que sólo provendría de los
agujeros negros y tendría un espectro de energía
característico. Pero esta radiación es tan
débil que sería completamente oscurecido por otras
fuentes, tales
como el brillo de fondo de microondas
dejado por el Big Bang, haciéndolo inobservable en la
práctica.
Otra diferencia que se podría esperar explotar es que
al contrario que los agujeros negros, los agujeros de gusano no
tienen horizonte de eventos. Esto significa que las cosas
podrían entrar en un agujero de gusano y salir de
él de nuevo. De hecho, los teóricos dicen que una
variedad de agujero negro de curva sobre él mismo, por lo
que no llevaría a otro Universo, sino de vuelta a su
propia entrada.
INMERSIÓN ARRIESGADA.
Pero esto aún no proporciona una prueba infalible.
Dependiendo de la forma concreta del agujero de gusano,
podría llevar miles de millones de años o
más que las cosas salgan del mismo tras caer en él.
Con la forma adecuada, incluso el agujero de gusano más
antiguo del Universo apenas necesitaría tiempo para
expulsar cualquier cosa devuelta.
Parece ser que la única forma de zanjar con seguridad el tema
de los agujeros negros astronómicos es hacer una
inmersión arriesgada dentro de ellos. Esto sería
una apuesta arriesgada, dado que si es un agujero negro, el
increíblemente fuerte campo gravitatorio dentro del mismo
destrozaría cada átomo de tu cuerpo. Incluso si
resulta ser un agujero de gusano, las fuerzas de su interior
podrían ser letales.
Suponiendo que pudieses sobrevivir, y que el agujero de gusano
no fuese simétrico, podrías encontrarte al otro
lado con otro Universo. Sin mayor intervención, el agujero
de gusano tendería a absorberte y a traerte de vuelta a la
apertura en tu Universo.
MOVIMIENTO DE YO-YO.
"La nave podría hacer este movimiento de yo-yo", cuenta
Damour a New Scientist. "[Pero] si usas combustible, entonces
puedes escapar del poder de atracción del agujero de
gusano y explorar" el espacio en el otro lado, dice.
Pero un amigo en cada Universo podría tener que esperar
miles de millones de años para escuchar algo de vuelta,
dado que el tiempo de transmisión podría ser
insoportablemente largo.
Tal retardo haría que la
comunicación con alguien en el otro lado fuese
imposible. Pero el retardo se haría menor en los agujeros
de gusano. Si pudiese construirse o encontrarse un agujero de
gusano microscópico, el retardo en él podría
ser tan corto como unos cuantos segundos, dice Solodukhin,
podría hacerse potencialmente posible una
comunicación bidireccional.
Stephen Hsu de la Universidad de Oregón en Eugene,
Estados
Unidos, quien ha estudiado la formación de los
agujeros negros y las propiedades de los agujeros de gusano, dice
que está de acuerdo en que distinguir entre los dos tipos
de objeto sólo con observaciones es prácticamente
imposible, al menos con la tecnología actual.
MATERIA EXOTICA.
"La propiedad más importante de un agujero negro – que
es un "punto de no retorno" para un objeto que cae en él –
no es algo que podamos probar en este momento", comenta a New
Scientist.
Aún así, dice que los objetos que se sospecha
que son agujeros negros probablemente son en realidad agujeros
negros y no agujeros de gusano. Existen escenarios plausibles
para la formación de agujeros negros, comenta, tal como el
colapso de una estrella masiva, pero no está claro
cómo se formaría un agujero de gusano.
"Los agujeros de gusano podrían ser confundidos con un
agujero negro microscópico que requiere algún tipo
de materia exótica para estabilizarlos, y no se sabe si
existe esa materia exótica", dice.
Solodukhin dice que un agujero de gusano podría
formarse de una manera muy similar a como se forman los agujeros
negros, a partir del colapso de una estrella. Los físicos
normalmente esperan en estas situaciones que se produzca un
agujero negro, pero Solodukhin dice que los efectos
cuánticos pueden frenar el colapso casi produciendo un
agujero negro pero creando un agujero de gusano en lugar de
éste.
AGUJEROS NEGROS MICROSCÓPICOS.
Dice que este mecanismo podría ser inevitable en una
descripción de la física más
completa que unifique la gravedad y la mecánica
cuántica un objetivo desde
hace años de la física. Si esto es cierto, entonces
allí donde solíamos esperar que se formasen
agujeros negros, podrían formarse en su lugar agujeros de
gusano.
Y podría haber una forma de probar esta conjetura.
Algunos físicos dicen que los futuros experimentos en
el acelerador de partículas podrían producir
agujeros negros microscópicos .Tales agujeros negros
emitirían cantidades medibles de radiación de
Hawking, probando que son agujeros negros en lugar de agujeros de
gusano. Pero si Solodukhin tiene razón, y se forman en su
lugar agujeros de gusano, no se esperaría tal
radiación. "En tal caso, en realidad se vería si es
un agujero negro o de gusano".
Un beneficio añadido de los agujeros de gusano es que
podrían resolver la llamada paradoja de la
información de los agujeros negros. La única forma
de que algo pueda salir de un agujero negro es en forma de
radiación de Hawking, pero no está claro
cómo la radiación porta información sobre el
objeto original que absorbió. Este caótico efecto
entra en conflicto con
la mecánica cuántica, la cual
prohíbe tal eliminación de información.
"Teóricamente, los agujeros de gusano son mucho mejores
que los agujeros negros dado que todos estos problemas de
pérdida de información no existen en este caso",
dice Solodukhin. Dado que los agujeros negros no tienen horizonte
de eventos, las cosas son libres de dejarlo sin ser previamente
convertidas en radiación de Hawking, por lo que no hay
problema con la pérdida de información.
Conclusiones
La existencia de los agujeros negros depende de la
teoría de Einstein, aunque las evidencias son muy
sólidas; si esa teoría se mostrara incorrecta,
debería reescribirse la cosmología entera.
No todas las estrellas se pueden convertir en agujeros negros,
Subrahmanyan Chandrasekhar, (indicó el tamaño
máximo que una estrella puede alcanzar antes de llegar a
consumir todo su combustible natural), calculó
matemáticamente que la masa crítica de una estrella
sería igual a 1,5 veces la masa del sol a ésta masa
se le denomina el límite de Chandrasekhar.
Los agujeros negros se forman a partir de estrellas moribundas
las cuales luego de un proceso natural empiezan a acumular una
enorme concentración de masa en un radio mínimo de
manera que la velocidad de escape de esta estrella es mayor que
la velocidad de la luz.
Después de largas décadas científicos
pensaban que los agujeros negros no podían emitir nada que
solo absorbían y que nada escapaba de su horizontes de
sucesos ahora después de estas ultimas investigaciones
se sabe que estos agujeros emiten radiación como todo
cuerpo caliente y que su radiación desprenden rayos gammas
y X que pueden ser detectados por dispositivos colocados fuera de
la atmósfera.
Si mantenemos abierto un agujero de gusano mediante el aporte
de energía negativa (suponiendo que tenemos los medios
técnicos necesarios que deberá tener una sociedad
súper avanzada en el futuro), podemos construir una
máquina del tiempo.
BIBLIOGRAFÍA
Almanaque mundial 1999.
Hawking, S. W. & Ellis, G. F. R.: The Large Scale
Structure of Space-time, Cambridge, Cambridge University
Press, 1973.
Albert Einstein, "Sobre la teoría especial y la
teoría general de la relatividad (Alianza Editorial,
1961).
Albert Einstein, "El significado de la relatividad" (Planeta
Agostini, Barcelona, 1985).
S. Weinberg, "Gravitation and cosmology" (John Wiley &
Sons, New York, 1972).
J. Audouze y otros, "Astrofísica en La Recherche"
(Orbis, Barcelona, 1987).
Lloid Motz, "El Universo (su principio y su fin)" (Orbis,
Barcelona, 1986).
Steven W. Hawking, "La historia del tiempo" (Circulo de
lectores, Barcelona, 1988).
Jayant Narlikar, "La estructura del universo" (Alianza
Universidad, Madrid,
1987).
Jayant Narlikar, "Fenómenos violentos en el universo"
(Alianza Universidad, Madrid, 1987).
.
http://www.civila.com/chile/astrocosmo/an-03.htm.
http://www.educar.org/cecc/h-foton/h-foton-3_16.htm.
http://www.fcaglp.unlp.edu.ar/~ostrov/agujero.html.
http://www.sadeya.cesca.es/~pdiaz/laberint/a-negro.htm.
Autor:
Roberto
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