AGUJEROS NEGROS

Algunas de las teorías que han revolucionado de manera más drástica nuestra concepción del mundo, han sido tan adelantadas para su época que, además de explicar una serie de fenómenos naturales, han predicho la existencia de otros cuya realidad era imposible verificar en ese momento. Sin embargo, al pasar el tiempo, con el adelanto de la tecnología, estas predicciones se verifican. Un ejemplo es la teoría general de la relatividad (TGR) que predijo, hace casi setenta años, la existencia de agujeros negros en el Universo.

La TGR es una teoría de la gravitación propuesta por Albert Einstein algunos años después de que él mismo propusiera la teoría de la relatividad especial (TRE). La TRE nació en 1905 y revolucionó la física, con conceptos totalmente nuevos e incomprensibles para el 'sentido común'. Según la TRE, el espacio y el tiempo son conceptos relativos: por ejemplo, el tiempo transcurre más o menos lentamente, según la velocidad de quien lo mide; es decir, no existe un tiempo absoluto. Una de las predicciones es que ningún cuerpo o mensaje puedeviajar más rápido que la luz. Además, la TRE introdujo un nuevo concepto: el espacio-tiempo de cuatro dimensiones. Este nuevo espacio es la unión del espacio 'común y corriente' —que todos sabemos tiene tres dimensiones— y del tiempo, interpretado como una cuarta dimensión. La constancia de la velocidad de la luz nos permite medir el tiempo en unidades de longitud, y viceversa.

La TRE no es capaz de explicar el fenómeno de la gravitación (la existencia de una fuerza de atracción universal a la cual están sujetos todos los cuerpos y cuya ley fue enunciada por Newton) y por ello, alrededor de 1915, Einstein propuso una nueva teoría: la relatividad general. Esta teoría contenía la anterior (TRE) y, además, explicaba la gravitación de una manera realmente revolucionaria: según la TGR los cuerpos deforman el espacio-tiempo a su alrededor. La sola presencia de un objeto masivo produce una curvatura del espacio-tiempo, y es esta curvatura la que es sentida por otros cuerpos como atracción gravitacional. Debido a la curvatura del espacio alrededor de un cuerpo masivo, otro cuerpo que pase cerca no seguirá como trayectoria una línea recta, sino una trayectoria curva. Esto, en la práctica, es lo que se observa como atracción gravitacional.

La deformación del espacio-tiempo actúa también sobre los rayos de luz: por ejemplo, los rayos de luz provenientes de las estrellas lejanas se curvan ligeramente al pasar cerca del Sol (este efecto, predicho por la TGR, se ha podido comprobar observando las estrellas cerca del disco solardurante un eclipse de Sol). Además, la TGR predice, como la TRE, una relatividad del tiempo: un observador lejano verá que el tiempo transcurre más lentamente cerca de un cuerpo cuyo campo gravitacional es sumamente intenso.

La curvatura de una superficie ordinaria se estudia mediante la geometría. Para estudiar la curvatura del espacio-tiempo de cuatro dimensiones producida por los cuerpos masivos, se usa una geometría llamada geometría de Riemann. Con esta herramienta matemática, Einstein obtuvo las ecuaciones que nos dan la geometría del espacio-tiempo a partir de la distribución de los cuerpos masivos en el espacio. Aún no se ha podido obtener la solución general de las diez ecuaciones de Einstein. Pero se conocen varias soluciones para casos particulares.

En 1916 el astrónomo alemán Karl Schwarzschild obtuvo la primera solución a dichas ecuaciones, para el caso particular de un cuerpo masivo que tenga la forma de una esfera. Esa solución de Schwarzschild se reducía, en primera aproximación, a la ley de gravitación de Newton y, en segunda aproximación, predecía efectos casi imperceptibles, pero que hoy en día han sido comprobados con bastante precisión, entre ellos: la curvatura de los rayos luminosos al pasar cerca del Sol y el corrimiento del perihelio de los planetas. Aparte de estos efectos, todos muy importantes, pero que, por falta de espacio, no podemos examinar con más detalle, la solución de Schwarzschild predecía un fenómeno curioso: si un cuerpo de masa M tiene toda su masa concentrada dentro de unaesfera de radio 2Gm/c2, llamado radio de Schwarzschild (G es la constante de gravitación universal,3 M la masa del cuerpo y c la velocidad de la luz), entonces ningún cuerpo, ni la luz, ni ningún tipo de información, podría escaparse desde el interior de esa esfera.

En el lenguaje de la relatividad general se puede decir que el espacio-tiempo se curva a tal grado que tse cierra sobre sí mismo! Todo lo que está atrapado en ese pedazo de espacio cerrado nunca podrá salir al mundo exterior. Un objeto puede entrar en este agujero negro, pero no podrá escaparse de ahí. La superficie de la esfera cuyo radio es el radio de Schwarzschild, se llama horizonte de eventos del agujero negro; la luz puede cruzar el horizonte sólo en un sentido: de afuera hacia adentro, y nunca al revés. Lo que ocurre dentro del horizonte está eternamente desconectado del exterior, no puede ser visto ni puede influir sobre el resto del Universo.4

Existe una manera más clásica —en el sentido de la física clásica o prerrelativista— y más intuitiva de pensar en estos cuerpos, con base en una idea formulada por Laplace en su libro El sistema del mundo (publicado en 1793). En este libro, Laplace habla de 'cuerpos oscuros' que no dejan escapar la luz. El razonamiento que llevó a Laplace a ese concepto es bastante simple. Sabemos por experiencia que un proyectil arrojado verticalmente hacia arriba alcanza una altura máxima que depende de la velocidad con la que fue lanzado; mientras mayor sea la velocidad inicial, más alto llegará antes de iniciarsu caída. Pero si al proyectil se le imprime una velocidad inicial superior a 11.5 km por segundo, subirá y no volverá a caer, escapándose definitivamente de la atracción gravitacional terrestre. A esta velocidad mínima se le llama velocidad de escape y varía de un planeta o estrella a otros. La velocidad de escape desde la superficie de un cuerpo esférico es [pic]donde M es la masa del cuerpo, r su radio y G la constante de gravitación universal. Es fácil ver en la fórmula de arriba que la velocidad de escape de un cuerpo esférico de masa M será igual a la velocidad de la luz (v = c), si su radio es: rg = 2GM/c2. Este radio se llama radio gravitacional y es exactamente igual al radio de Schwarzschild.

Si en la expresión de arriba sustituimos la masa del Sol (2x1033 gramos), encontramos que su radio gravitacional es de aproximadamente 3 kilómetros. Es decir, que si toda la masa del Sol estuviese contenida en una esfera de 3 kilómetros de radio, éste sería un agujero negro. Para la Tierra, el radio gravitacional es de un centímetro, aproximadamente.

En la época de Laplace, estas ideas quedaron como meras lucubraciones, esencialmente por dos motivos: la primera es que no se sabía si la gravitación actuaba sobre los rayos luminosos (de hecho, en aquella época, ni siquiera se sabía qué era la luz). La segunda es que nadie pensaba que pudiesen realmente existir en la naturaleza cuerpos con semejantes masas y esas dimensiones.

Respecto al primer punto, como ya hemos visto, la TGR predice que la curvatura delespacio-tiempo —que percibimos como atracción gravitacional— actúa támbién sobre los rayos luminosos, y este efecto ha sido medido. Respecto al segundo punto, la astrofísica moderna nos ha dado la respuesta. En particular, la teoría de la evolución estelar predice que las estrellas altamente masivas se transforman en agujeros negros al final de sus vidas. Vale la pena hacer aquí un paréntesis para profundizar un poco sobre este tema.

Una estrella es una enorme esfera de gas incandescente que brilla porque en su centro se producen reacciones termonucleares, o de fusión nuclear. A la temperatura de varios millones de grados que existe en el interior de una estrella, los átomos se hallan totalmente ionizados; es decir, tenemos núcleos desprovistos de sus électrones. Estos núcleos chocan violentamente entre sí y llegan a fusionarse. Al principio son los núcleos de hidrógeno —con un protón en el núcleo— los que se fusionan para formar núcleos de helio. La masa del núcleo de helio es ligeramente menor a la masa de sus constituyentes —dos protones y dos neutrones— por separado. La diferencia de masa se libera en forma de energía de acuerdo con la expresión E = mc2 encontrada por Einstein (E denota la energía, m la masa y c es la velocidad de la luz). Es un claro ejemplo de transformación de masa en energía.

En plenitud de su vida, una estrella radia luz y calor por este proceso y se mantiene en equilibrio gracias al balance muy preciso entre dos fuerzas que actúan en sentido opuesto: por un lado, la fuerza de atraccióngravitacional mantiene cohesionada a la estrella jalando todas sus partes hacia el centro. Esta fuerza tiende a contraer a la estrella. Por otro lado, se halla la presión de la materia incandescente y la radiación que empujan hacia afuera y tienden a expander la estrella. En la mayor parte de las estrellas el equilibrio entre estas dos fuerzas puede durar miles de millones de años; pero el combustible nuclear de la estrella no puede durar eternamente. Cuando casi todo el hidrógeno de la estrella se ha transformado en helio, se rompe el equilibrio y la estrella se contrae. La temperatura en el centro aumenta todavía más, hasta llegar un momento en que es tan alta que el helio se empieza a transformar en carbono; vuelve el equilibrio y, al agotarse el helio, se repite el ciclo; esta vez el carbono se transmuta y así sucesivamente hasta formarse el hierro. Cada una de estas reacciones de transformación libera menos energía que la anterior. Cuando la estrella es fundamentalmente de hierro, ya no es capaz de emitir más energía por reacciones termonucleares. sQué le sucede entonces? sCómo mueren las estrellas?

Algunas estrellas explotan convirtiéndose en supernovas y, con el tiempo, vuelven a ser lo que eran antes de formarse: nubes de gas y polvo (Figura 27). Pero, en la mayoría de los casos, la estrella, al explotar, no se desintegra por completo, sino que queda una parte llamada residuo de la explosión. sQué sucede con las que no explotan? sY con los residuos de las que explotaron? Al no haber ya reacciones nucleares, la presióninterna no es capaz de soportar el peso de las capas exteriores y la estrella se contrae, disminuye su radio paulatinamente, aumenta su densidad —se vuelve más y más compacta— y se va enfriando. Aquí surge la interrogante: squé tan compacto puede ser un cuerpo? En otras palabras, sexiste algún límite a la contracción gravitacional? Este problema se ha estudiado desde hace muchos años, y aquí mencionaremos tan sólo los resultados a los que se ha llegado.5

En 1930, un joven estudiante hindú, llamado Chandrasekhar, encontró que una estrella con una masa menor que 1.4 masas solares, en el transcurso de la contracción gravitacional que sufre al final de su vida, puede llegar a una configuración de equilibrio en la que la contracción se detiene. Estas configuraciones corresponden, en la práctica, a las estrellas conocidas como enanas blancas.

Las enanas blancas se conocían ya desde antes de que fuesen estudiadas teóricamente. En efecto, todas tienen masas menores que 1.4 veces la masa del Sol, sus radios van de 3 000 a 20 000 km y sus densidades son tan altas que un centímetro cúbico de ellas pesa tuna tonelada!

Ahora bien, si la masa de una estrella, al iniciarse la contracción, es mayor que 1.4 masas solares, la configuración de equilibrio que se alcanza para las enanas blancas no es posible y la estrella se contrae aún más. Si su masa es menor que tres masas solares, alcanzará una nueva configuración de equilibrio al convertirse en una estrella de neutrones.

Las estrellas de neutrones se descubrieron 35años después de que se había predicho su existencia, en 1968. Se les llama pulsares, porque emiten pulsos regulares de radio.

La teoría, sin embargo, salva del colapso total sólo a las estrellas con masas menores que tres masas solares. sQué sucede con las más masivas? (Se sabe que existen muchas estrellas con masas hasta de 50 masas solares). En 1939 el célebre y controvertido físico norteamericano Oppenheimer demostró que estas estrellas no podían tener salvación:6 Que en este caso no podía existir ninguna configuración de equilibrio capaz de detener la contracción gravitacional, produciéndose entonces el colapso gravitacional de la estrella, que se haría cada vez más y más pequeña, más y más densa, shasta convertirse en ?: en uno de esos objetos celestes de los que hablaba Laplace: tan compactos que se vuelven invisibles, en uno de esos objetos tan densos que el espacio a su alrededor se curva a tal punto que la luz queda atrapada, y de esta manera el objeto pierde toda conexión con el mundo exterior, convirtiéndose en un agujero negro.

Si un agujero negro no emite ni luz ni ninguna otra señal, cabe preguntarse entonces: scómo podemos saber si existe o no? Desde luego, no podemos verlo, pero si detectar su presencia. Ya hemos visto que el campo gravitacional cerca de un agujero negro es enormemente intenso (en otras palabras: el espacio a su alrededor se halla muy deformado). En los años sesenta se planteó una manera muy ingeniosa de detectar la presencia de agujeros negros a través de efectosgravitacionales. Para entender esta idea, es pertinente explicar brevemente lo que es un sistema binario.

La gran mayoría de las estrellas no están aisladas, sino que forman sistemas de dos, tres o más estrellas que interactúan gravitacionalmente entre sí. A un sistema de dos estrellas unidas gravitacionalmente, se le llama doble o sistema binario.

Se sabe que en los sistemas binarios en que las componentes están muy cercanas una de otra, existe entre ambas un flujo de material gaseoso. Esto se debe, por un lado, a que las estrellas suelen eyectar de sus atmósferas cantidades considerables de gas al espacio en forma de lo que se llama viento estelar, y por otro, a la atracción gravitacional de la otra estrella. Al proceso de captura de material se le llama acreción.7 sQué sucedería si en uno de estos sistemas binarios muy cercanos, una de las estrellas, habiendo evolucionado mucho más rápido que la otra, fuese un agujero negro? La atracción gravitacional de este agujero negro sobre la compañera sería enorme y actuaría como una especie de 'aspiradora cósmica' succionando y engullendo enormes cantidades del gas de las capas externas de la estrella compañera. Semejante proceso de acreción, se pensó, debe proporcionarnos alguna manifestación detectable. Para comprender cuál fue la pista a seguir en la búsqueda de agujeros negros, analizaremos el proceso de acreción con algún detalle.

Debido a la rotación de todo sistema estelar, el gas que fluye de una estrella a otra —y, en nuestro caso, de la estrella al agujero negro—,no cae directamente, sino que gira alrededor, formando una especie de remolino que, en la jerga astrofísica, se denomina un disco de acreción.

Si pudiéramos seguir la trayectoria de una partícula del gas en dicho disco, veríamos que gira alrededor del agujero negro describiendo una espiral. Esto se debe a que la partícula interacciona con otras partículas del gas, perdiendo energía en los choques; es decir, se va frenando, y debido a la atracción gravitacional del agujero negro, va acercandose a él. De no ser por esta pérdida de energía, la partícula podría permanecer indefinidamente girando alrededor del agujero negro. La situación es similar a la de un satélite artificial en órbita alrededor de la Tierra: si el satélite gira fuera de la atmósfera, podrá continuar indefinidamente, pero si su órbita se encuentra dentro de la atmósfera, perderá energía por fricción con el aire, se calentará al rojo vivo y, finalmente, caerá al suelo. Lo mismo sucede con el gas en el disco de acreción: en este caso, la fricción de las diversas partes del gas entre sí, lo calentarán enormemente a costa de frenar su caída en el agujero negro. Como consecuencia de la fricción, el gas del disco de acreción se calienta cada vez más a medida que se acerca al agujero negro. Se ha calculado que la temperatura en la parte central de un disco de acreción puede alcanzar varios millones de grados. A estas temperaturas, la energía disipada por la fricción será emitida en forma de rayos X.

En resumen: el gas que entra al agujero negro emiteenergía antes de cruzar el horizonte de eventos. El origen de esta energía es la atracción gravitacional del agujero negro. La forma de disipar la energía gravitacional en el disco de acreción es por fricción y, finalmente, la manifestación de esa energía es, fundamentalmente, como emisión de rayos X.

Para tener una idea de qué tan eficiente es este proceso, diremos que mediante la fusión nuclear se libera una energía de aproximadamente el 4% de la masa en reposo de la materia involucrada en el proceso (recordemos que : E = mc2). En cambio, en el proceso de acreción a un agujero negro, se puede liberar hasta un 40% de la masa en reposo de la materia acretada. El proceso que libera energía de origen gravitacional, debido a la caída de materia a un agujero negro, es diez veces más eficiente que el proceso que produce la energía que hace brillar las estrellas.

En 1970, se puso en órbita el satélite astronómico Uhuru, primer observatorio de rayos X (Figura 43). Una de las fuentes de rayos X más potentes que descubrió este satélite fue Cygnus X-l, un sistema binario en la constelación del Cisne, en el que se detectó una sola estrella dando vueltas alrededor de un objeto invisible. Todos los cálculos que se hicieron de la masa del objeto invisible indicaron que era de aproximadamente diez masas solares. Para la mayoría de los astrónomos quedó claro que se había descubierto el primer agujero negro.

Volvamos ahora a los cuasares. En buena medida por el descubrimiento de Cygnus X-l, y también por el desarrollo de la teoríade los discos de acreción, revivió el interés de un grupo de astrónomos en la idea de la generación de energía de origen gravitacional para los cuasares y núcleos activos de galaxias. En particular, dos astrofísicos ingleses, Donald Lynden-Bell y Martin Rees revivieron la teoría de Zeldovich, Novikov y Salpeter de que en el centro de los cuasares y galaxias activas hay un agujero negro gigantesco (se trata de un agujero negro de entre un millón y mil millones de veces la masa del Sol), con un gran disco de acreción que lo alimenta.

Uno de los argumentos fundamentales para apoyar esta teoría es que el problema de la generación de grandes cantidades de energía se resuelve en un volumen extremadamente reducido. Daremos un ejemplo concreto: para generar la energía observada de un cuasar se requiere de un agujero negro de cien millones de veces la masa del Sol que se trague el equivalente de una masa solar por año. Por otro lado, la mayor parte de la energía se genera cerca del borde interno del disco de acreción, el cual se halla a una distancia de tres veces el radio de Schwarzschild del agujero negro, es decir, menos de una hora luz.

Los agujeros negros de origen estelar en sistemas binarios se alimentan del gas de la estrella vecina; cabe preguntarse, sde dónde viene el material que forma el gran disco de acreción alrededor de los agujeros negros en el centro de los cuasares y núcleos de las galaxias?, o, como se dice en la jerga astrofísica moderna, sde dónde viene el 'alimento del monstruo'? Se consideran tresposibilidades: la primera es que se alimenta de gas del núcleo de la galaxia y de estrellas del núcleo que son previamente destrozadas por enormes fuerzas de marea. La segunda, es que el gas de regiones más externas de la galaxia puede ser, de alguna manera, canalizado hacia el núcleo. Una manera de que esto suceda es por la interacción entre dos galaxias. Ya hemos dicho (capítulo I) que aun cuando la interacción sea una colisión directa, las estrellas no chocan unas con otras, aunque se perturba fuertemente la distribución del gas (Figura 12). Existen estadísticas que parecen confirmar la posibilidad de que las interacciones canalicen gas al núcleo para alimentar al monstruo, pues se observa una tendencia a encontrar más núcleos tipo Seyfert en los núcleos de galaxias interactuantes o en sistemas dobles, que en galaxias aisladas. Por último, la tercera posibilidad es que el alimento venga de afuera: gas de otra galaxia —por interacción— o gas intergaláctico. Recordemos que en el primer capítulo hicimos hincapié en el hecho de que las más poderosas radiogalaxias, como Virgo A (M 87), se encuentran siempre en los centros de los cúmulos, donde puede darse, incluso, el 'canibalismo'.

Por lo que respecta a los cuasares, recordemos que probablemente se trata de núcleos de galaxias extremadamente jóvenes que pueden tener una gran cantidad de gas en el núcleo, 'para alimentar al monstruo'.

Otro de los argumentos en favor de la teoría del agujero negro supermasivo, que recalcó Martin Rees, consiste en que cualquier granconcentración de masa en elnúcleo, como los cúmulos superdensos o las superestrellas descritas al principio de este capítulo, evolucionará rápidamente. Del desarrollo de la teoría de la evolución estelar quedó claro que el tiempo de evolución es inversamente proporcional a la masa (es decir, mientras más masiva es una estrella más rápidamente agotará su combustible nuclear). De manera que aun si existieron originalmente configuraciones de ese estilo, éstas llegarán a la fase final de su evolución —que implica necesariamente el colapso gravitacional y la formación de un agujero negro— en un tiempo sumamente corto (comparado con la vida de la galaxia). Por ello, para todo fin práctico, podemos considerar que el agujero negro ya se ha formado cuando observamos la galaxia.

Desde luego no sabemos si el proceso de colapso gravitacional ocurre realmente en los núcleos de las galaxias. También existe la teoría alternativa de que los agujeros negros se formaron antes que las galaxias. Algunos astrónomos piensan que puede haber 'agujeros negros primordiales' que existen desde que se inició la expansión del Universo. Estos agujeros negros pueden haber actuado como centros atractores para aglomerar a su alrededor a la materia que, finalmente, formó las galaxias. Cabe aclarar que aquí estamos entrando en un terreno altamente especulativo. El problema del origen de las galaxias es uno de los más complejos de la astrofísica.

Independientemente del problema de su origen, todo parece indicar que en los núcleos de las galaxias hay unagujero negro supermasivo. Al final del capítulo analizaremos la evidencia observacional en favor de esta teoría. En este punto, quizás el lector ya se haya dado cuenta cómo hemos ido generalizando de la actividad de los cuasares a la de los núcleos de algunas galaxias y, finalmente, en esta sección hemos hablado de los núcleos de galaxias, sin distinción. En efecto, muchos astrónomos piensan que existen agujeros negros en el centro de todas las galaxias (incluida, desde luego, la nuestra). Si esto es así, surgen de manera natural las preguntas: sQué es lo que determina que se manifieste la presencia del agujero negro a través de la llamada actividad nuclear? Es decir, spor qué en los cuasares y en algunas galaxias la emisión de radiación no térmica del núcleo domina sobre la luz de las estrellas? sY por qué en otras galaxias lo que domina es la luz normal de las estrellas y del gas interestelar? sPor qué en estas últimas el monstruo permanece dormido?

La respuesta es que el factor fundamental es la dotación de gas vecino al agujero negro: el alimento del monstruo. Una vez que el agujero negro ha engullido la mayor parte de las estrellas y el gas que había inicialmente en su entorno inmediato, permanecerá en relativa calma sin generar grandes cantidades de energías.8 Cada cien o mil millones de años el monstruo se puede reactivar por el encuentro cercano con otra galaxia o por el paso, cerca del agujero negro, de algún cúmulo estelar.

Un último argumento fuerte en favor de esta teoría es que explica de maneranatural la eyección de material en forma de chorros. A primera vista esto puede parecer extraño, puesto que hemos hablado de un disco de acreción en el que la materia fluye hacia el agujero negro. Examinemos, sin embargo, con más detalle, lo que sucede en el borde interno del disco. El gas, cada vez más caliente, ejercerá una enorme presión —tanto de las partículas del gas como de la radiación— que hará que el disco se infle, convirtiéndose, cerca del agujero negro, en una especie de 'dona' (Figura 49). En el plano ecuatorial del disco, la materia afluirá hacia el agujero negro; sin embargo, parte del material, fuera de este plano, será rebotado hacia atrás por la presión y comprimido nuevamente por el material que cae, formándose zonas de choque o manchas calientes en el borde interno. Una cantidad importante de partículas será acelerada y eyectada hacia afuera. Los únicos canales de salida están a lo largo del eje de rotación del disco, de modo que el borde interno de la dona funciona como cañón colimador del haz de partículas (Figura 49). De esta manera, el modelo explica de manera natural la eyección de chorros. A continuación, veremos qué información podemos obtener del estudio de estos chorros.