Ensayo 2. Un panorama sobre los agujeros negros

Introducción

Desde la época de Aristóteles, se había pensado que todo lo que se encontraba más allá de la órbita de la luna era eterno, perfecto e inmutable.

Sin embargo,  gracias al desarrollo y el avance de la astrofísica y la ciencia en general, hoy sabemos por ejemplo que el universo se está expandiendo de manera acelerada, que las estrellas generan todos los elementos que conocemos en su interior gracias al proceso de fusión nuclear donde se generan elementos pesados a través de otros más livianos, también sabemos que las estrellas nacen en gigantescas nubes de hidrógeno, (o a partir de los restos de una supernova) cambian a través de largos periodos de tiempo  dependiendo de la masa que posean y que este proceso evolutivo genera cosas como las nebulosas planetarias, las supernovas, las enanas blancas, las estrellas de neutrones (pulsares y magnetares) e incluso, agujeros negros.

Entonces, si queremos hablar a profundidad sobre los agujeros negros, primero debemos tratar un poco el tema de la evolución estelar, especialmente de cómo cambian las estrellas que tienen más de ocho masas solares a través del tiempo.

Como mencioné anteriormente, las estrellas se forman en nubes de gas interestelar, donde gracias a la acción de la gravedad, la nube se contrae y colapsa y la materia empieza a acretarse y a comprimirse hasta  obtener la densidad y masa suficiente para que comiencen las reacciones nucleares, el cual es el requisito para que algún cuerpo celeste sea llamado estrella.

Las posibles masas de las estrellas van desde 0.5  a 120 masas solares, porque si la masa es inferior a ese límite se forman las enanas marrones que no logran iniciar las reacciones nucleares en su interior, y si la masa supera el límite la estrella es muy inestable porque la presión supera la acción de la gravedad y termina por expulsar materia hasta obtener el equilibrio hidrostático.

Sin embargo, en esta primera parte me centraré en las estrellas más masivas, que son las que van de 8 masas solares en adelante, porque son estas las que se cree que dejan,  al final de su “vida”,  agujeros negros.

Un ejemplo de estrellas masivas son las supergigantes azules que poseen una masa, luminosidad y temperatura muy alta, su radio puede alcanzar más de mil veces el radio solar, tienen una vida muy corta debido a que los procesos de fusión nuclear ocurren con suma rapidez y consumen casi la totalidad de su hidrógeno en poco tiempo. Estas estrellas finalizan su vida como supernovas y dejando como remanente una estrella de neutrones o un agujero negro.También están las supergigantes rojas, que son las que en su proceso evolutivo anterior tuvieron masas superiores a 8 masas solares. Este tipo de estrella tiene la capacidad de procesar todos los elementos hasta el hierro y cuando llegan a este último elemento ya no pueden seguir fusionando más elementos y se convierten en una supernova II.

Las supernovas II pueden tener un brillo de cien millones de soles, si su masa está entre 1,4 y 3 masas solares su remanente será una estrella de neutrones pero si la masa sobrepasa las 3 masas solares se convertirá en un agujero negro. La energía involucrada en la explosión es de 10^46 J, sin embargo, cuando deja como remanente un agujero negro la mayoría de la energía liberada queda atrapada en él.

 

Historia de la idea del agujero negro

En 1975 Laplace notó que una de las consecuencias de la teoría de la gravitación universal y la teoría corpuscular de la luz de Newton era que la luz no podría escapar de un objeto lo suficientemente masivo y de un radio pequeño.

En 1915, después de la publicación de la teoría de la relatividad de Einstein, Karl Schwarzschild hace su propia solución relativista para un campo gravitacional que rodea una masa esférica, sin embargo en ese tiempo no se dio cuenta que su solución tenía una completa descripción del campo externo de un esférico, neutramente cargado y no giratorio agujero negro.

 

El problema del colapso gravitacional y los agujeros negros fue ignorado hasta más o menos la década de los 60, en 1963 R. Kerr descubrió un conjunto de soluciones de carga libre para las ecuaciones del campo vacío de Einsten. Hoy sabemos que la geometría Kerr-Newman brinda una y completa descripción del campo gravitacional externo de un agujero negro.

 

 

 

 

Agujeros negros

¿Qué sucede en el colapso de una estrella masiva si su masa es tan grande que no puede convertirse en una estrella de neutrones?

Según la relatividad general, nada puede detener el colapso de una estrella, ya que a medida que éste avanza el campo gravitacional se vuelve cada vez más fuerte, La masa continúa colapsando hasta convertirse en un punto conocido como singularidad y posteriormente nada puede escapar del interior del objeto, ni siquiera la luz, y así se da origen a un agujero negro.

Así, un agujero negro es una región del espacio-tiempo que no puede comunicarse con el espacio exterior y por ende nada puede salir de su interior. El límite de esta región es llamado horizonte de sucesos o radio de Schwarzschild. Su densidad es de 200 billones de gramos por centímetro cúbico, es decir, 200 mil millones de toneladas por litro de materia nuclear.

Según la fórmula propuesta por Schwarzschild en 1916, la masa y el radio mínimos para que un objeto se convierta en un agujero negro es de 10 masas solares con un radio de 28 Km y una densidad de 2×10^14 g/cm^3.

Los agujeros negros corresponden a soluciones o aplicaciones de las ecuaciones de Einstein de la gravedad usando sólo tres parámetros: la masa M, el momento angular J y la carga eléctrica Q. Estos tres parámetros juntos son los que dan una descripción completa del agujero negro. Además son los lugares donde la gravedad se separa más de la teoría de la gravitación universal, de Newton. Por ello: “Los agujeros negros constituyen un lugar óptimo para comprobar si la gravedad, en condiciones extremas, se desvía de las predicciones de la relatividad general” (Avery E, Broderick y Abraham Loeb, 2010)

 

¿Cómo se detectan los agujeros negros?

Como mencioné anteriormente, ni siquiera la luz puede escapar del interior de un agujero negro, cosa que lo vuelve prácticamente invisible para cualquier observador. Sin embargo hay otras maneras de detectarlo como por ejemplo sus efectos gravitacionales y  la emisión de radiación a su alrededor. Un ejemplo de esto son las oleadas de rayos gamma que captan los telescopios espaciales frecuentemente, cuyo origen, han descubierto los astrónomos, proviene de agujeros negros en formación.

Sin embargo “observar” un agujero negro no es tan sencillo, como lo enuncian Broderick y Loeb  (2010) se deben enfrentar los siguientes problemas:

  • Los agujeros negros son muy pequeños, por ejemplo, un agujero negro de 15 masas solares tendría sólo 90 km de diámetro en su horizonte de sucesos, casi imposible observar a las distancias a las que se encuentra.
  • Debido a su potente campo gravitacional la materia a su alrededor se mueve a velocidades altísimas, y para observar dichas velocidades son necesarios instrumentos muy precisos.
  • Sólo son visibles los agujeros negros que generan acreción a su alrededor, y éstos son sólo un pequeño porcentaje de toda la población.

Para enfrentar estas problemáticas existen métodos como observar las órbitas de las estrellas cercanas al agujero negro para saber su masa. También se pueden observar las emisiones de rayos X que fluctúan en luminosidad de forma periódica similar a los periodos de las órbitas cerca al disco de acreción. Una de las maneras más eficaces para estudiar los agujeros negros es aprovechando la fluorescencia de los átomos de hierro en la superficie del disco de acreción:

“El movimiento rápido del disco de acreción, que lleva consigo los átomos de hierro, y la fuerte gravedad del agujero se combinan para desplazar la longitud de onda característica de la fluorescencia y extenderla sobre una banda de longitudes de onda. Cerca de un agujero negro en rápida rotación, el disco de acreción gira más deprisa (…) la emisión tendrá por ello una asimetría característica” (Avery E, Broderick y Abraham Loeb, 2010)

Siguiendo este método los satélites ASCA y Suzaku han observado este tipo de emisiones, lo que genera indicios de la presencia de agujeros negros en rápida rotación, con velocidades orbitales de hasta un tercio de la velocidad de la luz.

La ciencia seguirá su ardua tarea por el estudio de los agujeros negros, por conseguir imágenes precisas que nos hagan comparar con los modelos creados a partir de las emisiones y los cálculos.

Two pairs of merging supermassive black holes.

Imagen tomada en el Chandra X Ray observatory el 3 de Octubre el 2017. Image credit: X-ray (J122104): NASA/CXC/George Mason Univ./S.Satyapal et al.; X-ray (J140737): NASA/CXC/Univ. of Victoria/S.Ellison et al.; Optical: SDSS; Illustration: NASA/CXC/A.Hobart Recuperada de: https://www.nasa.gov/mission_pages/chandra/images/supermassive-black-hole-pairs.htmlEste gráfico muestra dos de los cinco nuevos pares de agujeros negros supermasivos recientemente identificados por astrónomos que utilizan una combinación de datos del Observatorio de rayos X Chandra de la NASA, el Explorador de estudios de infrarrojos de campo amplio (WISE), el Telescopio Binocular Grande con base en tierra en Arizona. y la encuesta Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Mapeo de galaxias cercanas en APO (MaNGA). Este descubrimiento podría ayudar a los astrónomos a comprender mejor cómo crecen los agujeros negros gigantes y cómo pueden producir las señales de ondas gravitacionales más fuertes en el Universo.” (Traducción Libre)

 

Bibliografía y para saber más

  • Broderick, Avery & Loeb, Abraham (2010). Retrato de un agujero negro. Investigación y ciencia, No 401, 13-19 p
  • Ruffini, Remo & Xue, She-Sheng & Bianco, Carlo & Fraschetti, Federico & Chardonnet, Pascal (2002). Los agujeros negros, fuente de energía. Mundo científico, XII (234)
  • Gómez, Francisco (2010). Carrusel cósmico: Nueva perspectiva del universo. Barcelona, Librería Bosch, S.L, 77-87 p
  • Sepúlveda, Alonso (2013). Bases de astrofísica. Medellín, Editorial Universidad de Antioquia. 107-146 p
  • Shapiro, Stuart & Teukolsky, Saul (1983). Black Holes, White Dwarfs, and Neutron Stars: The Physics of Compact Objects. John Wiley & Sons, Inc. 335-364 p
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