Capítulo 6: LOS AGUJEROS NEGROS (Páginas 115 –119 )
El término agujero negro tiene un origen muy
reciente. Fue acuñado en 1969 por el científico norteamericano John Wheeler.
Debido a la dualidad onda/corpúsculo de la mecánica cuántica, la luz puede ser
considerada como una onda y como una partícula. El descubrimiento de Roemer de
que la luz viaja a una velocidad finita, significó el que la gravedad pudiera
tener un efecto importante sobre la luz. John Michell, en 1783 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 de que pudiera llegar muy lejos. Michel
sugirió que podría haber un gran número de estrellas de este tipo. A pesar de
que no seríamos capaces de verlas porque su luz no nos alcanzaría, sí
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.
La velocidad de la luz es fija. No apareció una
teoría consistente de cómo la gravedad afecta a la luz hasta que Einstein
propuso la relatividad general, en 1915.
Para entender cómo se podría formar un agujero
negro, tenemos que tener ciertos conocimientos acerca del ciclo vital de una
estrella. Una estrella se forma cuando una gran cantidad de gas, principalmente
hidrógeno, comienza a colapsar sobre sí mismo debido a su atracción
gravitatoria. Conforme se contrae, sus átomos empiezan a colisionar entre sí,
cada vez con mayor frecuencia y a mayores velocidades: el gas se calienta. Con
el tiempo, el gas estará tan caliente que cuando los átomos de hidrógeno
choquen ya no saldrán rebotados, sino que se fundirán formando helio. El calor
desprendido por la reacción que es como una explosión controlada de una bomba
de hidrógeno, hace que la estrella brille. Este calor adicional también aumenta
la presión del gas hasta que ésta es suficiente para equilibrar la atracción
gravitatoria, y el gas deja de contraerse. Las estrellas permanecerán estables
en esta forma por un largo período, con el calor de las reacciones nucleares
equilibrando la atracción gravitatoria. Finalmente, sin embargo, la estrella
consumirá todo su hidrógeno y los otros combustibles nucleares.
Paradójicamente, cuanto más combustible posee una estrella al principio, más
pronto se le acaba. Esto se debe a que cuanto más masiva es la estrella, más
caliente tiene que estar para contrarrestar la atracción gravitatoria, y, cuanto
más caliente está, más rápidamente utiliza su combustible. Nuestro sol tiene
probablemente suficiente combustible para otros cinco mil millones de años
aproximadamente, pero estrellas más masivas pueden gastar todo su combustible
en tan sólo cien millones de años, mucho menos que la edad del universo. Cuando
una estrella se queda sin combustible, empieza a enfriarse y por lo tanto a
contraerse. Lo que puede sucederle a partir de ese momento sólo se empezó a
entender al final de los años veinte.
En 1928, Subrahmanyan Chandrasekhar calculó lo
grande que podría llegar a ser una estrella que fuera capaz de soportar su
propia gravedad, una vez que hubiera gastado todo su combustible. La idea era
la siguiente: cuando la estrella se reduce en tamaño, las partículas materiales
están muy cerca unas de otras, y así, de acuerdo con el principio de exclusión
de Pauli, tienen que tener velocidades muy diferentes. Esto hace que se alejen unas
de otras, lo que tiende a expandir a la estrella. Una estrella puede, por lo
tanto mantenerse con un radio constante, debido a un equilibrio entre la atracción
de la gravedad y la repulsión que surge del principio de exclusión, de la misma
manera que antes la gravedad era compensada por el calor.
Cuando la estrella fuera suficientemente densa,
la repulsión debida al principio de exclusión sería menor que la atracción de
la gravedad. Chandrasekhar calculó que una estrella fría de más de
aproximadamente una vez y media la masa del Sol no sería capaz de soportar su propia
gravedad.
Si una estrella posee una masa menor que el
límite de Chandrasekhar, puede finalmente cesar de contraerse y estabilizarse
en un posible estado final, como una estrella “enana blanca”, con un radio de
unos pocos miles de kilómetros y una densidad de decenas de toneladas por
centímetro cúbico. Una enana blanca se sostiene pro la repulsión.
Landau señaló que existía otro posible estado
final para una estrella, también con una masa límite de una o dos veces la masa
del sol, pero mucho más pequeña incluso que una enana blanca. Estas estrellas
se mantendrían gracias a la repulsión debida al principio de exclusión entre
neutrones y portones, en vez de entre electrones. Se les llamó por eso
estrellas de neutrones. Tendrían un radio de unos quince kilómetros
aproximadamente y una densidad de decenas de millones de toneladas por
centímetro cúbico.
