Qué es un agujero negro: definición, formación y características

En 1783, un clérigo inglés llamado John Michell escribió que podría ser posible que algo fuera tan pesado que hubiera que ir a la velocidad de la luz para escapar de su gravedad. La gravedad se hace más fuerte a medida que algo se hace más masivo. Para que una cosa pequeña, como un cohete, pueda escapar de una cosa más grande, como la Tierra, tiene que escapar de la atracción de la gravedad terrestre o volverá a caer. La velocidad que debe recorrer para alejarse se llama velocidad de escape. Los planetas más grandes (como Júpiter) y las estrellas tienen más masa y una gravedad más fuerte que la de la Tierra. Por lo tanto, la velocidad de escape tendría que ser mucho más rápida. John Michell pensó que era posible que algo fuera tan grande que la velocidad de escape tuviera que ser más rápida que la velocidad de la luz, por lo que ni siquiera la luz podría escapar. En 1796, Pierre-Simon Laplace escribió sobre la misma idea en la primera y segunda edición de su libro Exposition du système du Monde (fue eliminado de las ediciones posteriores).

Algunos científicos pensaron que Michell podría tener razón, pero otros pensaron que la luz no tenía masa y no sería atraída por la gravedad. Su teoría cayó en el olvido.

En 1916 Albert Einstein escribió una explicación de la gravedad llamada relatividad general.

• La masa hace que el espacio (y el espaciotiempo) se doble, o se curve. Las cosas en movimiento "caen" o siguen las curvas del espacio. Esto es lo que llamamos gravedad.
• La luz siempre viaja a la misma velocidad y se ve afectada por la gravedad. Si parece cambiar de velocidad, en realidad está viajando a lo largo de una curva en el espaciotiempo.

Unos meses después, mientras servía en la Primera Guerra Mundial, el físico alemán Karl Schwarzschild utilizó las ecuaciones de Einstein para demostrar que podía existir un agujero negro. El radio de Schwarzschild es el tamaño del horizonte de sucesos de un agujero negro no giratorio. Este radio era la medida en la que la velocidad de escape era igual a la velocidad de la luz. Si el radio de una estrella es menor, entonces la luz no puede escapar, y sería una estrella oscura, o un agujero negro.

En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar predijo que las estrellas más pesadas que el Sol podrían colapsar cuando se quedaran sin hidrógeno u otros combustibles nucleares que quemar. En 1939, Robert Oppenheimer y H. Snyder calcularon que una estrella tendría que ser al menos tres veces más masiva que el Sol para formar un agujero negro. En 1967, John Wheeler inventó por primera vez el nombre de "agujero negro". Antes de eso, se les llamaba "estrellas oscuras".

En 1970, Stephen Hawking y Roger Penrose demostraron que los agujeros negros deben existir. Aunque los agujeros negros son invisibles (no se pueden ver), parte de la materia que cae en ellos es muy brillante.

A partir de la primavera de 2019, se obtuvo una imagen de un agujero negro, o mejor dicho, de las cosas que orbitan el agujero negro. La imagen requería muchas fotos de diferentes lugares. Uno de los miembros del equipo (Katie Bouman) hizo una compilación de todas las imágenes en una sola.

En 2020, Roger Penrose, Reinhard Genzel y Andrea Ghez recibieron el Premio Nobel de Física por sus trabajos sobre la teoría de los agujeros negros.

El colapso gravitatorio de las estrellas enormes (de gran masa) provoca agujeros negros de "masa estelar". La formación de estrellas en el universo primitivo puede haber creado estrellas muy grandes. Cuando se colapsaron crearon agujeros negros de hasta 10³ masas solares. Estos agujeros negros pueden ser el germen de los agujeros negros supermasivos que se encuentran en el centro de la mayoría de las galaxias.

La mayor parte de la energía liberada en el colapso gravitatorio se desprende muy rápidamente. Un observador lejano ve cómo el material cae lentamente y se detiene justo por encima del horizonte de sucesos debido a la dilatación del tiempo gravitatorio. La luz emitida justo antes del horizonte de sucesos se retrasa una cantidad infinita de tiempo. Así que el observador nunca ve la formación del horizonte de sucesos. En su lugar, el material que colapsa parece volverse más tenue y cada vez más desplazado al rojo, hasta que finalmente se desvanece.

También se han encontrado agujeros negros en medio de casi todas las galaxias del universo conocido. Se denominan agujeros negros supermasivos (SBH) y son los mayores agujeros negros de todos. Se formaron cuando el Universo era muy joven, y también ayudaron a formar todas las galaxias.

Se cree que los cuásares son impulsados por la gravedad que recoge material en los agujeros negros supermasivos en los centros de galaxias lejanas. La luz no puede escapar de los SBH en el centro de los cuásares, por lo que la energía que escapa se hace fuera del horizonte de sucesos por las tensiones gravitatorias y la inmensa fricción sobre el material entrante.

Se han medido enormes masas centrales (de 10⁶ a 10⁹ masas solares) en los cuásares. Varias docenas de grandes galaxias cercanas, sin señales de un núcleo de cuásar, tienen un agujero negro central similar en sus núcleos. Por lo tanto, se piensa que todas las grandes galaxias tienen uno, pero sólo una pequeña fracción son activas (con suficiente acreción para potenciar la radiación) y por eso se ven como cuásares.

En el centro de un agujero negro hay un centro gravitatorio llamado singularidad. Es imposible ver dentro de él porque la gravedad impide que la luz se escape. Alrededor de la pequeña singularidad, hay una gran zona en la que la luz que normalmente pasaría es absorbida también. El borde de esta zona se denomina horizonte de sucesos. La zona del interior del horizonte de sucesos es el agujero negro. La gravedad del agujero negro se hace más débil a la distancia. El horizonte de sucesos es el lugar más alejado del centro del agujero negro en el que la gravedad sigue siendo lo suficientemente fuerte como para atrapar la luz.

Fuera del horizonte de sucesos, la luz y la materia seguirán siendo atraídas hacia el agujero negro. Si un agujero negro está rodeado de materia, ésta formará un "disco de acreción" (acreción significa "reunión") alrededor del agujero negro. Un disco de acreción se parece a los anillos de Saturno. A medida que es absorbida, la materia se calienta mucho y dispara radiación de rayos X al espacio. Piense en esto como el agua que gira alrededor del agujero antes de caer en él.

La mayoría de los agujeros negros están demasiado lejos para que podamos ver el disco de acreción y el chorro. La única forma de saber que hay un agujero negro es viendo cómo se comportan las estrellas, el gas y la luz a su alrededor. Con un agujero negro cerca, incluso objetos tan grandes como una estrella se mueven de forma diferente, normalmente más rápido de lo que lo harían si el agujero negro no estuviera allí.

Como no podemos ver los agujeros negros, deben ser detectados por otros medios. Cuando un agujero negro pasa entre nosotros y una fuente de luz, la luz se curva alrededor del agujero negro creando una imagen especular. Ese efecto se llama lente gravitacional.

La radiación Hawking es la radiación de cuerpo negro que emiten los agujeros negros, debido a los efectos cuánticos cerca del horizonte de sucesos. Lleva el nombre del físico Stephen Hawking, que aportó un argumento teórico sobre su existencia en 1974.

La radiación Hawking reduce la masa y la energía del agujero negro, por lo que también se conoce como evaporación del agujero negro. Esto ocurre debido a los pares partícula-antipartícula virtuales. Debido a las fluctuaciones cuánticas, es cuando una de las partículas cae y la otra se lleva la energía/masa. Debido a esto, se espera que los agujeros negros que pierden más masa de la que ganan por otros medios se reduzcan y finalmente desaparezcan. Se predice que los microagujeros negros (MBH) son mayores emisores netos de radiación que los agujeros negros más grandes y deberían encogerse y disiparse más rápidamente.

El teorema del no pelo afirma que un agujero negro estable sólo tiene tres propiedades físicas independientes: masa, carga y momento angular. Si esto es cierto, dos agujeros negros cualesquiera que tengan los mismos valores para estas tres propiedades tendrán el mismo aspecto. A partir de 2020, no está claro si el teorema del no pelo es cierto para los agujeros negros reales.

Las propiedades son especiales, porque las tres pueden medirse desde el exterior del agujero negro. Por ejemplo, un agujero negro cargado repele otras cargas similares como cualquier otro objeto cargado. Del mismo modo, la masa total dentro de una esfera que contiene un agujero negro puede hallarse utilizando el análogo gravitatorio de la ley de Gauss, muy lejos del agujero negro. El momento angular o giro también puede medirse desde muy lejos.