Agujero negro

La estructura básica de un agujero negro consiste en una singularidad oculta por un horizonte de sucesos. Dentro del horizonte de sucesos, la velocidad de escape ( vesc ) supera la velocidad de la luz ( c ) y un objeto queda atrapado para siempre. Fuera del horizonte de sucesos, vesc < c y el objeto es capaz de escapar.

La existencia de este tipo de objetos se sugirió por primera vez a finales del siglo XVIII. Sin embargo, fue Karl Schwarzschild (1873-1916), un astrónomo alemán, quien básicamente desarrolló la idea moderna de un agujero negro. Utilizando la teoría de la relatividad general de Einstein, Schwarzschild descubrió que la materia comprimida hasta un punto (lo que ahora se conoce como singularidad) quedaría encerrada en una región esférica del espacio de la que nada podría escapar. El límite de esta región se denomina horizonte de sucesos, nombre que significa que es imposible observar cualquier suceso que tenga lugar en su interior (ya que la información no puede salir).

Para un agujero negro no giratorio, el radio del horizonte de sucesos se conoce como radio de Schwarzschild, y marca el punto en el que la velocidad de escape del agujero negro es igual a la velocidad de la luz. En teoría, cualquier masa puede comprimirse lo suficiente como para formar un agujero negro. El único requisito es que su tamaño físico sea inferior al radio de Schwarzschild. Por ejemplo, nuestro Sol se convertiría en un agujero negro si su masa estuviera contenida en una esfera de unos 2,5 km de diámetro.

Muy dentro del horizonte de sucesos se encuentra el corazón del agujero negro: la singularidad. Todo lo que se encuentra dentro del horizonte de sucesos es atraído irreversiblemente hacia este punto, donde la curvatura del espaciotiempo se vuelve infinita y la gravedad es infinitamente fuerte. Un dilema interesante para los astrofísicos es que las condiciones físicas cerca de una singularidad provocan la ruptura total de las leyes de la física. Sin embargo, no hay nada en la teoría de la relatividad general que impida la existencia de singularidades aisladas o «desnudas». Para evitar que se produzca esta ruptura de la física, se propuso la conjetura de la censura cósmica. Ésta afirma que toda singularidad debe tener un horizonte de sucesos que la oculte de la vista, exactamente lo que encontramos en los agujeros negros.

Los agujeros negros se caracterizan completamente por sólo tres parámetros: masa, rotación y carga. Actualmente se cree que hay 4 tipos principales de agujeros negros si se clasifican por su masa:

1. Los agujeros negros primordiales tienen masas comparables o inferiores a la de la Tierra. Estos objetos puramente hipotéticos podrían haberse formado a través del colapso gravitatorio de regiones de alta densidad en el momento del Big Bang.
2. Los Agujeros Negros de Masa Estelar tienen masas entre unas 4 y 100 masas solares y son el resultado del colapso del núcleo de una estrella masiva al final de su vida.
3. También pueden existir Agujeros Negros de Masa Intermedia de 102 y 105 masas solares. El primer IMBH bueno es la fuente de rayos X HLX-1, vista en proyección cerca del centro de la galaxia S0 ESO 243-49.
4. Los Agujeros Negros Supermasivos pesan entre 105 y 1010 masas solares y se encuentran en los centros de la mayoría de las grandes galaxias.

Alternativamente, los agujeros negros pueden clasificarse por sus otras dos propiedades de rotación y carga:

1. El agujero negro de Schwarzschild, también conocido como «agujero negro estático», no gira y no tiene carga eléctrica. Se caracteriza únicamente por su masa.
2. El agujero negro de Kerr es un escenario más realista. Se trata de un agujero negro giratorio sin carga eléctrica.
3. El agujero negro cargado puede ser de dos tipos. Un agujero negro cargado y no giratorio se conoce como agujero negro de Reissner-Nordstrom, un agujero negro cargado y giratorio se llama agujero negro de Kerr-Newman.

De acuerdo con la teoría clásica de la relatividad general, una vez que se crea un agujero negro, durará para siempre ya que nada puede escapar de él. Sin embargo, si se tiene en cuenta también la mecánica cuántica, resulta que todos los agujeros negros acabarán evaporándose al filtrar lentamente la radiación de Hawking. Esto significa que la vida de un agujero negro depende de su masa, y que los agujeros negros más pequeños se evaporan más rápido que los grandes. Por ejemplo, un agujero negro de 1 masa solar tarda 1067 años en evaporarse (mucho más que la edad actual del Universo), mientras que un agujero negro de sólo 1011 kg se evaporará en 3.000 millones de años.



Los agujeros negros se detectan observando fenómenos de alta energía y los movimientos de objetos cercanos. Este gráfico del movimiento orbital de la estrella S2 alrededor del centro de la Vía Láctea proporciona una fuerte evidencia de la existencia de un agujero negro supermasivo (~3 millones de masas solares) en el centro de nuestra galaxia.
Crédito: ESO

La evidencia observacional de los agujeros negros no es, por supuesto, sencilla de obtener. Dado que la radiación no puede escapar de la extrema atracción gravitatoria de un agujero negro, no podemos detectarlos directamente. En su lugar, deducimos su existencia observando fenómenos de alta energía, como la emisión de rayos X y los chorros, y los movimientos de los objetos cercanos en órbita alrededor de la masa oculta. Una complicación añadida es que se observan fenómenos similares alrededor de estrellas de neutrones y púlsares menos masivos. Por tanto, la identificación como agujero negro requiere que los astrónomos hagan una estimación de la masa del objeto y de su tamaño. Se confirma la existencia de un agujero negro si ningún otro objeto o grupo de objetos puede ser tan masivo y compacto.