Agujeros negros, definición y estructura

Tomando la primera imagen de un agujero negro

El Telescopio de Horizonte de Sucesos (EHT, Event Horizon Telescope), un conjunto de ocho telescopios basados en tierra distribuidos por todo el planeta y formado gracias a una colaboración internacional, fue diseñado para captar imágenes de un agujero negro. En ruedas de prensa coordinadas por todo el mundo, los investigadores del EHT han revelado que han logrado obtener la primera evidencia visual directa de un agujero negro supermasivo y su sombra. La sombra de un agujero negro que vemos en la imagen es lo más cerca que podemos estar de una imagen del propio agujero negro, un objeto totalmente oscuro del que la luz no puede escapar. El límite del agujero negro —el horizonte de sucesos del que el EHT toma su nombre— es aproximadamente 2,5 veces más pequeño que la sombra que proyecta y mide casi 40.000 millones de km. Aunque puede parecer grande, este anillo se extiende sólo unos 40 microsegundos de arco, lo que equivaldría a medir la longitud de una tarjeta de crédito sobre la superficie de la Luna. Aunque los telescopios que forman el EHT no están conectados físicamente, son capaces de sincronizar sus datos con relojes atómicos — máser de hidrógeno — que miden con precisión el tiempo en que se toman las observaciones. Estas observaciones fueron recogidas en una longitud de onda de 1,3 mm durante una campaña mundial desarrollada en 2017. Cada telescopio del EHT produjo enormes cantidades de datos –aproximadamente 350 terabytes por día– que se almacenaron en discos duros de helio de alto rendimiento. Estos datos se enviaron a superordenadores especializados — conocidos como correladores — instalados en el Instituto de Radioastronomía Max Planck y el Observatorio Haystack del MIT, donde se combinaron. Luego, cuidadosamente, se convirtieron en una imagen utilizando novedosas herramientas computacionales desarrolladas por la colaboración. Crédito: EHT Collaboration

¿Qué es un agujero negro?

Los agujeros negros son uno de los objetos más extraños y fascinantes del Universo. Básicamente, son concentraciones de materia apiñada en un espacio diminuto que deforman la realidad y crean un objeto que genera una enorme atracción gravitacional. Alrededor de los agujeros negros hay una frontera conocida como horizonte de eventos: el punto a partir del cual nada puede escapar a las garras del agujero negro, ni siquiera la luz.

La impresión de este artista muestra un agujero negro supermasivo que gira rápidamente y está rodeado por un disco de acreción. Este delgado disco de material giratorio consiste en los restos de una estrella similar al Sol que fue destrozada por las fuerzas de marea del agujero negro. El agujero negro está etiquetado, mostrando la anatomía de este fascinante objeto. Crédito: ESO

Podemos estructurar el agujero negro de la siguiente manera:

Singularidad: en el centro del agujero negro, la materia colapsa en una región de densidad infinita llamada singularidad. Toda la materia y la energía que cae dentro del agujero negro termina aquí. Se cree que la predicción de la densidad infinita hecha por la relatividad general indica el momento de la teoría donde los efectos cuánticos cobran importancia.
Horizonte de eventos: la superficie alrededor de una singularidad donde la energía y la materia ya no pueden escapar a la gravedad del agujero negro: el punto sin retorno. Esta es la parte “negra” del agujero negro.
Esfera de fotones: pese a que el agujero negro en sí es oscuro, el plasma caliente cercano emite chorros de fotones, o forma un disco de acreción (véase más abajo). En ausencia de gravedad, estos fotones viajarían en línea recta, pero justo afuera del horizonte de eventos de un agujero negro, la gravedad es lo suficientemente fuerte como para curvar su trayectoria. Por eso vemos un brillante anillo alrededor de una “sombra” más o menos circular. Con el telescopio Event Horizon se espera ver tanto el anillo como la “sombra”.
Chorros relativistas: cuando un agujero negro se alimenta de estrellas, polvo o gas, el fenómeno genera chorros de partículas y radiación que se disparan desde los polos del agujero negro a velocidades cercanas a la de la luz. Estos chorros pueden extenderse por miles de años luz en el espacio. El GMVA buscará entender cómo se forman estos chorros.
Última órbita estable: el borde más central de un disco de acreción es el último lugar que el material puede orbitar sin correr el riesgo de pasar el punto sin retorno.
Disco de acreción: un disco de polvo y gas supercaliente que se arremolina alrededor de un agujero negro a velocidades enormes, produciendo una radiación (de rayos X, óptica, infrarroja y de radio) que revela la ubicación del agujero negro. Parte de este material está condenado a atravesar el horizonte de eventos, mientras que otra parte terminará expulsada en forma de chorros.

Puesto que ninguna luz escapa a la fuerza del agujero negro, es imposible observarla directamente. Sin embargo, su tremenda influencia gravitacional delata su presencia. Muchas veces los agujeros negros son orbitados por estrellas, gas y otros materiales en estrechas trayectorias que se vuelven más abultadas y frenéticas a medida que se acercan al horizonte de eventos. Esto crea un disco de acreción supercaliente alrededor del agujero negro que emite grandes cantidades de radiación en diferentes longitudes de onda.

Visualización de un agujero negro

Esta imagen resalta y explica varios aspectos de la visualización del agujero negro. Créditos: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA / Jeremy Schnittman.

Por partes:

Imagen del lado lejano del disco, "Image of the disk´s far side". Los campos gravitacionales del agujero negro siguen el camino de la luz del lado oscuro del disco, produciendo esta parte de la imagen.
Anillo de fotones "Photon ring". Un anillo de luces compuesto por imágenes distorsionadas del disco. La luz que forma estas imágenes ha orbitado el agujero negro dos, tres o incluso más veces antes de escapar hacia nosotros. Se vuelven más delgados y débiles más cerca del agujero negro.
La sombra del agujero negro "Black hole shadow". Esta es un área aproximadamente dos veces el tamaño del horizonte de eventos, el punto de no retorno del agujero negro, que está formado por lentes gravitacionales y captura de rayos de luz.
Imagen de la parte inferior del disco "Image of the disk´s underside". Rayos de luz desde abajo del lado lejano del disco son "lentes" gravitatorias que producen esta parte de la imagen.
Disco de acreción, "Accretion disk". El caliente, fino, disco rotatorio formado por materia que gira lentamente en espiral hacia el agujero negro.
Impulso Doopler, "Doopler beaming". La luz del gas incandescente en el disco de acreción es más brillante en el lado donde el material se mueve hacia nosotros y más débil en el lado donde se aleja de nosotros.

Simulación de giro de un agujero negro

Visto casi de borde, el turbulento disco de gas que gira alrededor de un agujero negro adquiere una loca apariencia de doble joroba. La gravedad extrema del agujero negro altera los caminos de luz que provienen de diferentes partes del disco, produciendo la imagen deformada. El campo gravitacional extremo del agujero negro redirige y distorsiona la luz proveniente de diferentes partes del disco, pero exactamente lo que vemos depende de nuestro ángulo de visión. La mayor distorsión ocurre cuando se visualiza el sistema casi de manera horizontal. Créditos: Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA / Jeremy Schnittman

Visto casi desde el borde, el disco de acreción se ve notablemente más brillantes en un lado. La distorsión gravitacional altera los caminos de la luz provenientes de diferentes partes de los discos, produciendo la imagen deformada. El rápido movimiento del gas cerca del agujero negro modifica la luminosidad del disco a través de un fenómeno llamado impulso Doppler, un efecto de la teoría de la relatividad de Einstein que ilumina el lado que gira hacia el espectador y atenúa el lado que gira.

La visualización también muestra un fenómeno más sutil llamado aberración relativista. Los agujeros negros parecen más pequeños cuando se acercan al observador y más grandes cuando se alejan.

Clasificación de los agujeros negros

Al observar la radiación emitida por toda esta actividad alrededor de los agujeros negros, los astrónomos determinaron que hay tres tipos principales:

Los agujeros negros de masa estelar.
Los agujeros negro de masa intermedia IMBH.
Los agujeros negros supermasivos.

Agujeros negros de masa estelar

Los agujeros negros de masa estelar son cadáveres de estrellas más de cinco veces más masivas que nuestro Sol. Al final de su vida, estas estrellas colapsan violentamente y siguen colapsando hasta que toda su materia se condensa en un espacio inimaginablemente diminuto. Es fácil descubrir agujeros negros de masa estelar que forman parte de un sistema binario de rayos x, donde el agujero negro devora material de su estrella compañera.

Representación artística de la formación de un agujero negro estelar en un sistema binario. Crédito: ESO/L. Calçada/M.Kornmesser

Agujeros negros de masa intermedia o IMBH.

Los agujeros negros que contienen entre aproximadamente cien y varios cientos de miles de veces la masa del Sol se llaman agujeros negros de "masa intermedia" o IMBH. Esto se debe a que su masa los ubica entre los agujeros negros de "masa estelar" bien documentados y frecuentemente estudiados en un extremo de la escala de masas y los "agujeros negros supermasivos" que se encuentran en las regiones centrales de las galaxias masivas en el otro. Esta clase de agujeros negros son difíciles de encontrar y su formación todavía se mantienen en el misterio.

Agujeros negros supermasivos

El tercer tipo se conoce como agujero negro supermasivo. Estos enormes agujeros negros tienen hasta miles de millones de veces la masa de una estrella promedio, y su formación es un misterio que todavía se está estudiando. Una teoría sugiere que se formaron a partir de enormes nubes de materia que colapsaron al formarse las galaxias; otra afirma que los agujeros negros de masa estelar en colisión pueden fundirse para formar un objeto gigante.

Hoy, estos mastodontes supermasivos habitan el centro de la mayoría de las galaxias comunes, incluida nuestra Vía Láctea, sobre la cuales ejercen una gran influencia, sobre todo cuando se alimentan de gas y estrellas.

Representación artística de una nube de gas que pasa muy cerca del agujero negro situado en el centro de la Vía Láctea. También se ven las estrellas que orbitan alrededor del agujero negro junto con líneas azules que trazan su rápida y estrecha órbita. Crédito: ESO/MPE/Marc Schartmann

Según su carga y momento angular

Existe un teorema sobre propiedades de los agujeros negros que se suele enunciar diciendo que «un agujero negro no tiene pelo» (en inglés No-hair theorem); el teorema afirma que cualquier objeto que sufra un colapso gravitatorio alcanza un estado estacionario como agujero negro descrito solo por tres parámetros: su masa M, su carga Q y su momento angular J. Considerando estas dos últimas propiedades físicas, tenemos la siguiente clasificación para el estado final de un agujero negro:

El agujero negro más sencillo posible es el agujero negro de Schwarzschild, que no rota ni tiene carga.
Si no gira pero posee carga eléctrica, se tiene el llamado agujero negro de Reissner-Nordstrøm.
Un agujero negro en rotación y sin carga es un agujero negro de Kerr.
Si posee rotación y carga, hablamos de un agujero negro de Kerr-Newman.

El agujero negro de la Vía Láctea, Sagitario A*

A 27.000 años luz de la Tierra, Sagitario A* (abreviado como Sgr A*) es el agujero negro supermasivo que habita el caliente y violento centro de la Vía Láctea. Es 4 millones de veces más masivo que nuestro Sol, tiene más de 15 millones de kilómetros de diámetro y gira a una gran fracción de la velocidad de la luz. Al estar tapado de los telescopios ópticos por densas nubes de polvo y gas, los observatorios que observan diferentes longitudes de onda, ya sean más largas (como ALMA) o más cortas (como los telescopios de rayos X), son fundamentales para estudiar sus propiedades.

Pronto, tras combinar el poder de ALMA y otros telescopios de ondas milimétricas repartidos por el planeta, podremos conocer mucho mejor el monstruoso corazón de nuestra galaxia. El Global mm-VLBI Array (GMVA) investiga actualmente la forma en que el gas, el polvo y otros materiales dan nacimiento a agujeros negros supermasivos y generan chorros de gas extremadamente rápidos. El telescopio Event Horizon (EHT), por otro lado, trabaja en pos de un objetivo diferente: producir imágenes de la sombra del horizonte de eventos, el punto sin retorno.

La radiación de Hawking

La radiación de Hawking es una radiación teóricamente producida cerca del horizonte de sucesos de un agujero negro y debida plenamente a efectos de tipo cuántico. El físico británico Stephen Hawking postuló su existencia por primera vez en 1974 describiendo las propiedades de tal radiación y obteniendo algunos de los primeros resultados en gravedad cuántica.

La radiación de Hawking reduce la masa y la energía rotacional de los agujeros negros y, por lo tanto, también se conoce como "evaporación de agujeros negros". Debido a esto, se espera que los agujeros negros que no ganan masa por otros medios se encojan y finalmente desaparezcan. Se predice que los micro agujeros negros son mayores emisores de radiación que los agujeros negros más masivos y, por lo tanto, deberían reducirse y disiparse más rápidamente.

Origen de la radiación de Hawking

Una de las consecuencias del principio de indeterminación de Heisenberg son las fluctuaciones cuánticas del vacío. Estas consisten en la creación, durante brevísimos instantes, de pares partícula-antipartícula a partir del vacío. Estas partículas son "virtuales", pero la intensa gravedad del agujero negro las transforma en reales. Tales pares se desintegran rápidamente entre sí, devolviendo la energía prestada para su formación. Sin embargo, en el límite del horizonte de sucesos de un agujero negro, la probabilidad de que un miembro del par se forme desde el interior y el otro en el exterior no es nula, por lo que uno de los componentes del par podría escapar del agujero negro; si la partícula logra escapar, la energía procederá del agujero negro. Es decir, el agujero negro deberá perder energía para compensar la creación de las dos partículas que separó. Este fenómeno tiene como consecuencias la emisión neta de radiación por parte del agujero negro y la disminución de masa de este.

En este cuadro de la nueva visualización, un agujero negro supermasivo que pesa 200 millones de masas solares se encuentra en primer plano. Su gravedad distorsiona la luz del disco de acreción de un agujero negro compañero más pequeño casi directamente detrás de él, creando esta vista surrealista. Los diferentes colores para los discos de acreción facilitan el seguimiento de las contribuciones de cada uno. Crédito: Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA / Jeremy Schnittman y Brian P. Powell

Según esta teoría, un agujero negro va perdiendo masa, a un ritmo inversamente proporcional a esta, debido a un efecto cuántico. Es decir, un agujero negro poco masivo desaparecerá más rápidamente que uno más masivo. Concretamente, un agujero negro de dimensiones subatómicas desaparecería casi instantáneamente.

Cabe mencionar que la disminución de masa de un agujero negro por radiación de Hawking sería únicamente perceptible en escalas de tiempo comparables a la edad del universo y tan solo en agujeros negros de tamaño microscópico remanentes quizás de la época inmediatamente posterior al Big Bang. Si esto es así, hoy podríamos ver explosiones de agujeros negros muy pequeños, algo de lo que no se tiene evidencia alguna.

Créditos: ESO, Enlace publicación.