JUEVES DE PLUMA AJENA (Del Refranero Popular)

MIÉRCOLES DE LIBRO: HISTORIA DEL TIEMPO (Del Big Bang a los Agujeros Negros) Stephen Hawking

Capítulo 6: LOS AGUJEROS NEGROS  (Páginas 119 –127)

Estrellas con masas superiores al límite de Chandrasekhar tiene, por el contrario, un gran problema cuando se les acaba el combustible. En algunos casos consigue explotar, o se las arreglan para desprenderse de la suficiente materia como para reducir su peso por debajo del límite y evitar así un catastrófico colapso gravitatorio; pero es difícil pensar que esto ocurra siempre, independientemente de lo grande que sea la estrella. Eddington pensó que era simplemente imposible que una estrella pudiera colapsarse y convertirse en un punto. Einstein escribió un artículo en el que sostenía que las estrellas no podrían encogerse hasta tener un tamaño nulo.

Chandrasekhar había demostrado que el principio de exclusión no podría detener el colapso de una estrella más masiva que el límite de Chandrasekhar. Robert Oppenheimer, en 1939, sugería que no habría consecuencias observables (sobre qué le sucedería a tal estrella) que pudieran ser detectadas por un telescopio de su época. Después de la segunda guerra mundial, el problema del colapso gravitatorio fue ampliamente olvidado, ya que la mayoría de los científicos se vieron atrapados en el estudio de lo que sucede a escala atómica y nuclear. En los años sesenta, no obstante, el interés por los problemas de gran escala de la astronomía y la cosmología fue resucitado a causa del aumento en el número y categoría de las observaciones astronómicas, ocasionado por la aplicación de la tecnología moderna.

Cuando la estrella se ha reducido hasta un cierto radio crítico, el campo gravitatorio en la superficie llega a ser tan intenso, que los conos de luz se inclinan tanto hacia dentro que la luz ya no puede escapar. De acuerdo con la teoría de la relatividad, nada  puede escapar, tampoco lo puede hacer ningún otro objeto; todo es arrastrado por el campo gravitatorio. Por lo tanto, se tiene un conjunto de sucesos, una región del espacio-tiempo, desde donde no se puede escapar y alcanzar a un observador lejano. Esta región es lo que hoy en día llamamos un agujero negro. Su frontera se denomina el horizonte de sucesos y coincide con los caminos de los rayos luminosos que están justo a punto de escapar del agujero negro, pero no lo consigue.

Para entender lo que se vería si uno observara cómo se colapsa una estrella para formar un agujero negro, hay que recordar que en la teoría de la relatividad no existe un tiempo absoluto. Cada observador tiene su propia medida del tiempo. El tiempo para alguien que esté en una estrella será diferente al de otra persona lejana, debido al campo gravitatorio de es estrella.

Se cree que existen objetos mayores en el universo que también pueden sufrir un colapso gravitatorio, y producir agujeros negros.

El trabajo que Roger Penrose y yo hicimos entre 1965 y 1970 demostró que, de acuerdo con la relatividad general, debe haber una singularidad de densidad y curvatura del espacio-tiempo infinitas dentro de un agujero negro. La situación es parecida al big bang al principio del tiempo, sólo que sería el final, en vez del principio del tiempo, para el cuerpo que se colapsa. En esta singularidad, tanto las leyes de la ciencia como nuestra capacidad de predecir el futuro fallarían totalmente. No obstante, cualquier observador que permanecería fuera del agujero negro no estaría afectado por este fallo de capacidad de predicción, porque ni la luz ni cualquier otra señal podrían alcanzarle desde la singularidad. Este hecho notable llevó a Roger Penrose a proponer la hipótesis de la censura cósmica. En otras palabras, las singularidades producidas por un colapso gravitatorio sólo ocurren en sitios como los agujeros negros, en donde están decentemente ocultas por medio de un horizonte de sucesos, para no ser vistas desde fuera. Estrictamente, esto es lo que se conoce como la hipótesis débil de la censura cósmica: protege a los observadores que se quedan fuera del agujero negro de las consecuencias de la crisis de predicción que ocurre en la singularidad.

La singularidad siempre estaría en su futuro y nunca en su pasado. La versión fuerte de la hipótesis de la censura cósmica nos dice que las singularidades siempre estarán, o bien enteramente en el futuro, como la singularidades de colapsos gravitatorios, o bien enteramente en el pasado, como el big bang.

Nada puede escapar del agujero negro a través del horizonte de sucesos. El horizonte de sucesos es el camino en el espacio-tiempo de la luz que está tratando de escapar del agujero negro, y nada puede viajar  más rápido que la luz.

La relatividad general predice que los objetos pesados en movimiento producirán la emisión de ondas gravitatorias, rizos en la curvatura del espacio que viajan a la velocidad de la luz. Dichas ondas son similares a las ondas luminosas, que son rizos del campo electromagnético, pero mucho más difíciles de detectar. Al igual que la luz, se llevan consigo energía de los objetos que las emiten. Un sistema de objetos masivos se estabilizará finalmente en un estado estacionario, ya que la energía de cualquier movimiento se perdería en la emisión de ondas gravitatorias. ¡Esto significa que la Tierra tardará unos mil billones de billones de años en chocar con el Sol!

Durante el colapso gravitatorio de una estrella para formar un agujero negro, los movimientos serían mucho más rápidos, por lo que el ritmo de emisión de energía sería mucho mayor. Así pues, no se tardaría demasiado en llegar a un estado estacionario. Y si los agujeros negros fueran tan complicados como los objetos que se colapsan para formarlos, podría ser muy difícil realizar cualquier predicción sobre agujeros negros en general.

MARTES LABRANTE (Del Labrantío de mis Citas)

LUNES DE CHISTE (Clasificación A)

1-     Uglilia, mujer fea, dejó en su testamento su cuerpo a la ciencia. Ahora la ciencia está tratando de hacer que el testamento se declare nulo…

2-      En la cantina un borrachito declaró en voz alta: “Todos los políticos son ladrones”. Al oír aquello un tipo membrudo y mal encarado se levantó de su mesa, fue hacia el que había dicho aquello y le habló en tono desafiante: “Retire sus palabras, señor mío. Me han ofendido”. Inquirió el otro: “Perdone usted, no sabía que era político”. “No soy político -respondió el hombre-. Soy ladrón”…

3-     Un rico estadounidense contrató a un mexicano para que le cuidara su casa, pues iba a hacer un largo viaje. “Yo encargarte mucho a mi perro -le dice-. Ser un animal muy inteligente: saber sumar, restar, multiplicar y dividir, para lo cual dibujar con la pata derecha los números en la tierra del jardín. Yo darte dinero para su alimento. Tú comprarle croquetas de las más caras y agua Perrier, pues él no tomar de otra”. Le dio el míster al mexicano una muy buena cantidad de dólares al mexicano para la atención del perro, tras de lo cual emprendió el viaje. El paisano, desde luego, se embolsó los dólares, y le daba al desdichado can las sobras de su comida. Acostumbraba el tipo comer mucho chile, de modo que cuando el yanqui regresó a la casa halló al lacerado perro arrastrándose de pompas en la tierra, por la picazón que sentía en salva sea la parte. “¡Oh my God¡ -clamó el americano con desesperación-. ¿Qué haberle hecho tú a mi perrito?”. “Nada, mister -respondió muy tranquilo el mexicano-. Lo que pasa es que estaba haciendo unas operaciones matemáticas, y yo creo que se equivocó en una, porque la está borrando”...

JUEVES DE PLUMA AJENA (Del Refranero Popular)

MIÉRCOLES DE LIBRO (HISTORIA DEL TIEMPO / Del Big Bang a los Agujeros Negros / Stephen Hawking)

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.

MARTES LABRANTE (Del Labrantío de mis Citas)