Agujeros negros: respuestas sencillas a algunas de las grandes preguntas planteadas por los objetos más misteriosos del Universo. Mostramos a continuación un artículo que describe muy claramente lo que son los agujeros negros.

Los agujeros negros son los protagonistas indiscutibles de cientos de ensayos científicos. Y en el futuro, con total certeza, lo serán de muchos más. Pero estos enigmáticos objetos cósmicos no interesan solo a los astrofísicos. También nos hemos topado con ellos en muchas películas y novelas de ciencia ficción, una prueba contundente de que ejercen un magnetismo irresistible sobre una parte del gran público.

Nuestro conocimiento acerca de los agujeros negros aún no nos permite entender todos sus secretos, pero poco a poco los cosmólogos han ido desvelando algunos de sus misterios, de manera que ya tenemos algunas respuestas que nos ayudan a conocerlos un poco mejor. Precisamente, estas respuestas son las auténticas protagonistas de este artículo, en el que no encontraréis ni una sola ecuación debido a que tenemos la intención de que sea lo más asequible posible. Si os gusta y queréis saber más acerca de los agujeros negros nos encantará preparar otras entregas que nos ayuden a conocerlos un poco mejor.

Qué es un agujero negro y de dónde sale

Por sí sola la definición de agujero negro no nos dice gran cosa, pero es un buen punto de partida sobre el que podemos ir desarrollando el resto del artículo. Podemos describir uno de estos objetos cósmicos como una región del espacio finita, y, por tanto, con un tamaño determinado, que aglutina en su interior la suficiente masa para ser capaz de generar un campo gravitatorio tan intenso que ninguna partícula es capaz de escapar de él. Ni siquiera los fotones, que son las partículas elementales que transportan la luz.

Esta definición apunta algunas ideas interesantes que desarrollaremos en los siguientes párrafos del artículo, pero antes de abordarlas es una buena idea que repasemos brevemente cuál es el origen de uno de los tipos de agujeros negros que los científicos conocen mejor: los agujeros negros cósmicos que proceden del colapso de estrellas muy masivas. Hay otros tipos de agujeros negros, pero como nuestro objetivo es no complicar en exceso este artículo por el momento hablaremos de esta variedad, que sin duda es una de las más apasionantes.

Os propongo que comencemos repasando brevemente la vida de las estrellas (en este otro artículo hemos intentado explicaros con bastante detalle cuáles son sus etapas vitales). Las estrellas nacen a partir de nubes de polvo y gas que están esparcidas por el Universo, y que comenzaron a formarse poco después del Big Bang, hace casi 14.000 millones de años. La vida de cualquiera de ellas está íntimamente ligada a su composición inicial, pero su masa también tiene un impacto enorme en la manera en la que va a evolucionar.

Las estrellas nacen a partir de nubes de polvo y gas que están esparcidas por el Universo, y que comenzaron a formarse poco después del Big Bang, hace casi 14.000 millones de años

Alrededor del 70% de la masa de las estrellas es hidrógeno, entre el 24 y el 26% es helio, y el 4 al 6% restante es una combinación de elementos químicos más pesados que el helio, a los que los astrofísicos llaman de manera genérica «metales». Ya tenemos los ingredientes necesarios para fabricar una estrella (todos ellos están contenidos en las nubes de polvo y gas de las que acabamos de hablar), pero nos falta un elemento fundamental: el «motor» que se encarga de mezclar estos componentes y calentarlos para, así, dar forma a la estrella y «encenderla».

El fenómeno natural que origina la formación de las estrellas a partir de los ingredientes que acabamos de citar es la gravedad. La misma gravedad que nos mantiene pegados a la superficie de nuestro planeta. Esta fuerza se encarga de ir reuniendo y compactando estos elementos mediante un fenómeno conocido como contracción gravitacional. Y, mientras tanto, también los va calentando poco a poco. Si la cantidad de materia acumulada mediante la contracción gravitacional es lo suficientemente grande, y la temperatura alcanzada lo suficientemente elevada, se encenderá el horno nuclear. Y nacerá una nueva estrella.

Las estrellas se mantienen en equilibrio debido a que la presión de radiación y de los gases contrarresta la contracción gravitacional

A partir de ese momento se inicia un tira y afloja entre dos fuerzas que van a mantener a la estrella en perfecto equilibrio. Por un lado en el centro de la estrella los núcleos de hidrógeno comenzarán a fusionarse, liberando una enorme cantidad de energía y permitiendo, así, que emita una gran cantidad de radiación. Precisamente, la presión generada por la radiación y los gases genera la fuerza que, de alguna manera, «tira» de la estrella hacia fuera. Intenta que se expanda. Pero esta fuerza queda contrarrestada por la contracción gravitacional, que «tira» de la materia de la estrella hacia dentro.

Mientras la presión ejercida por la radiación y los gases siga produciéndose, y la contracción gravitacional continúe contrarrestándola, la estrella se mantendrá en un estado de equilibrio conocido como «equilibrio hidrostático». Curiosamente, las estrellas pasan la mayor parte de su vida consumiendo sus reservas de hidrógeno, aunque las más masivas agotan su combustible con mucha más rapidez que las más ligeras. La fase durante la que la estrella va consumiendo sus fuentes de energía se conoce como secuencia principal.

A medida que el hidrógeno va agotándose la estrella va reajustándose, comprimiendo su núcleo para incrementar su temperatura, de manera que sea posible iniciar la combustión del siguiente elemento químico más ligero: el helio. Si la estrella tiene la masa suficiente se iniciará la ignición del helio. Y así irá, poco a poco, reajustándose y quemando un elemento tras otro hasta agotar completamente sus fuentes de energía. ¿Qué sucederá cuando agote todo su combustible? Sencillamente, que la presión de radiación y de los gases que tiraba de la estrella hacia fuera cesará, lo que provocará que la contracción gravitacional no sea contrarrestada.

La masa de la estrella determina cómo será su final. Las menos masivas darán lugar a nebulosas, en cuyo centro perdurará una enana blanca, que es una estrella degenerada que ha agotado todo su combustible y tiene un tamaño muy inferior a su volumen inicial. Y las estrellas más masivas se transformarán en estrellas de neutrones, de quarks, o, si tienen la masa suficiente, en agujeros negros. Para que una estrella ponga fin a sus días bajo la forma de una estrella de neutrones es necesario que tenga una masa de al menos 1,44 masas solares. Este valor se conoce como «límite de Chandrasekhar», y se lo debemos al astrofísico indio Subrahmanyan Chandrasekhar.

Para que una estrella acabe sus días bajo la forma de una estrella de quarks o un agujero negro es necesario que su masa sea aún mayor. Este valor lo fija el «límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff», establecido actualmente por los astrofísicos en aproximadamente 2,17 masas solares. Todo lo que hemos visto hasta ahora acerca de la vida de las estrellas es muy importante porque puede ayudarnos a entender el fenómeno que provoca la formación de un agujero negro.

Cuando la estrella agota su combustible pierde el equilibrio hidrostático y la contracción gravitacional comprime su núcleo

Cuando la estrella agota su combustible, como hemos visto, no puede mantener el equilibrio hidrostático que solo era posible cuando la presión de radiación y de los gases quedaba contrarrestada por la contracción gravitacional. En el instante en el que se terminan sus fuentes de energía el núcleo se contrae súbitamente por el efecto de la gravedad y las capas superiores de la estrella caen sobre él, rebotando y saliendo despedidas hacia el espacio en un fenómeno muy energético conocido como supernova.

Pero si la masa de la estrella es lo suficientemente elevada su núcleo de hierro continuará contrayéndose debido a la fuerza de la gravedad. Cuando sucede esto, la descomunal presión a la que se ve sometido provoca cambios muy importantes en la estructura de la materia, que ya no está constituida por protones, neutrones y electrones, como la materia ordinaria, sino solo por neutrones. El resultado de este proceso será una estrella de neutrones, pero si la masa de la estrella alcanza el «límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff» lo que obtendremos, como hemos visto, será una estrella de quarks, o, incluso, si es terriblemente masiva, un agujero negro.

Este misterioso objeto cósmico es el resultado de la acción incesante de la contracción gravitacional, que consigue, debido a que ya no hay ninguna fuerza que sea capaz de contrarrestarla, aglutinar toda la masa de la estrella en un espacio muy pequeño. Tan pequeño y con una densidad tan alta que un objeto que quisiese escapar de su campo gravitatorio tendría necesariamente que superar la velocidad de la luz, que es de unos 300.000 km/s en el vacío. Este parámetro se conoce como «velocidad de escape».

Albert Einstein demostró en su teoría de la relatividad especial de 1905 que ningún objeto puede superar la velocidad de la luz debido, sin entrar en detalles complicados, a que es el parámetro que conecta el espacio y el tiempo en nuestro universo. De hecho, este fenómeno es el que da sentido a la idea de espacio-tiempo como un todo en el que el espacio y el tiempo están profundamente entrelazados. Es más, la velocidad de la luz es también la velocidad a la que se expande el espacio-tiempo en el interior de los agujeros negros, como veremos un poco más adelante. Así que más nos vale no caer dentro de uno de ellos.

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