Un agujero negro es una región del espacio-tiempo donde la gravedad es tan fuerte que nada, ni siquiera la luz y otras ondas electromagnéticas , tiene suficiente energía para escapar de ella. [2] La teoría de la relatividad general de Einstein predice que una masa suficientemente compacta puede deformar el espacio-tiempo para formar un agujero negro. [3] [4] El límite sin escape se llama horizonte de sucesos . Un agujero negro tiene un gran efecto en el destino y las circunstancias de un objeto que lo cruza, pero no tiene características detectables localmente según la relatividad general. [5] En muchos sentidos, un agujero negro actúa como un cuerpo negro ideal , ya que no refleja luz. [6] [7] Además, la teoría cuántica de campos en el espacio-tiempo curvo predice que los horizontes de sucesos emiten radiación de Hawking , con el mismo espectro que un cuerpo negro de una temperatura inversamente proporcional a su masa. Esta temperatura es del orden de milmillonésimas de kelvin para los agujeros negros estelares , lo que hace esencialmente imposible observarla directamente.
Los objetos cuyos campos gravitacionales son demasiado fuertes para que la luz pueda escapar fueron considerados por primera vez en el siglo XVIII por John Michell y Pierre-Simon Laplace . [8] En 1916, Karl Schwarzschild encontró la primera solución moderna de la relatividad general que caracterizaría un agujero negro. David Finkelstein , en 1958, publicó por primera vez la interpretación de "agujero negro" como una región del espacio de la que nada puede escapar. Durante mucho tiempo los agujeros negros se consideraron una curiosidad matemática; No fue hasta la década de 1960 que el trabajo teórico demostró que eran una predicción genérica de la relatividad general. El descubrimiento de las estrellas de neutrones por Jocelyn Bell Burnell en 1967 despertó el interés en los objetos compactos colapsados gravitacionalmente como una posible realidad astrofísica. El primer agujero negro conocido fue Cygnus X-1 , identificado por varios investigadores de forma independiente en 1971. [9] [10]
Los agujeros negros de masa estelar se forman cuando estrellas masivas colapsan al final de su ciclo de vida. Una vez formado un agujero negro, puede crecer absorbiendo masa de su entorno. Los agujeros negros supermasivos de millones de masas solares ( M ☉ ) pueden formarse absorbiendo otras estrellas y fusionándose con otros agujeros negros, o mediante el colapso directo de nubes de gas . Existe consenso en que existen agujeros negros supermasivos en los centros de la mayoría de las galaxias .
La presencia de un agujero negro se puede inferir a través de su interacción con otra materia y con radiación electromagnética como la luz visible. Cualquier materia que caiga hacia un agujero negro puede formar un disco de acreción externo calentado por fricción , formando cuásares , algunos de los objetos más brillantes del universo. Las estrellas que pasan demasiado cerca de un agujero negro supermasivo pueden convertirse en serpentinas que brillan muy intensamente antes de ser "tragadas". [11] Si otras estrellas están orbitando un agujero negro, sus órbitas pueden usarse para determinar la masa y la ubicación del agujero negro. Estas observaciones pueden utilizarse para excluir posibles alternativas, como las estrellas de neutrones. De este modo, los astrónomos han identificado numerosos candidatos a agujeros negros estelares en sistemas binarios y han establecido que la fuente de radio conocida como Sagitario A* , en el núcleo de la Vía Láctea , contiene un agujero negro supermasivo de unos 4,3 millones de masas solares .
La idea de un cuerpo tan grande que ni siquiera la luz pudiera escapar fue propuesta brevemente por el clérigo y pionero astronómico inglés John Michell en una carta publicada en noviembre de 1784. Los cálculos simplistas de Michell asumieron que tal cuerpo podría tener la misma densidad que el Sol, y concluyó ese se formaría cuando el diámetro de una estrella excede el del Sol en un factor de 500, y su velocidad de escape en la superficie excede la velocidad habitual de la luz. Michell se refirió a estos cuerpos como estrellas oscuras . [12] Observó correctamente que tales cuerpos supermasivos pero no radiantes podrían ser detectables a través de sus efectos gravitacionales en cuerpos visibles cercanos. [8] [13] [14] Inicialmente, los estudiosos de la época estaban entusiasmados con la propuesta de que 'estrellas oscuras' gigantes pero invisibles podrían estar escondidas a simple vista, pero el entusiasmo se apagó cuando la naturaleza ondulatoria de la luz se hizo evidente a principios del siglo XIX. , [15] como si la luz fuera una onda en lugar de una partícula, no estaba claro qué influencia, si la hubiera, tendría la gravedad en el escape de las ondas de luz. [8] [14]
La teoría moderna de la gravedad, la relatividad general, desacredita la noción de Michell de que un rayo de luz sale disparado directamente desde la superficie de una estrella supermasiva, es frenado por la gravedad de la estrella, se detiene y luego vuelve a caer libremente hacia la superficie de la estrella. [16] En cambio, el espacio-tiempo en sí está curvado de tal manera que la luz geodésica que viaja nunca abandona la superficie de la "estrella" (agujero negro).
En 1915, Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad general , habiendo demostrado anteriormente que la gravedad influye en el movimiento de la luz. Sólo unos meses más tarde, Karl Schwarzschild encontró una solución a las ecuaciones de campo de Einstein que describe el campo gravitacional de una masa puntual y una masa esférica. [17] [18] Unos meses después de Schwarzschild, Johannes Droste , un estudiante de Hendrik Lorentz , dio de forma independiente la misma solución para la masa puntual y escribió más extensamente sobre sus propiedades. [19] [20] Esta solución tuvo un comportamiento peculiar en lo que ahora se llama radio de Schwarzschild , donde se volvió singular , lo que significa que algunos de los términos en las ecuaciones de Einstein se volvieron infinitos. La naturaleza de esta superficie no se entendía del todo en ese momento.
En 1924, Arthur Eddington demostró que la singularidad desaparecía después de un cambio de coordenadas, aunque Georges Lemaître tardó hasta 1933 en darse cuenta de que esto significaba que la singularidad en el radio de Schwarzschild era una singularidad de coordenadas no física . [21] Sin embargo, Arthur Eddington comentó sobre la posibilidad de una estrella con masa comprimida al radio de Schwarzschild en un libro de 1926, señalando que la teoría de Einstein nos permite descartar densidades demasiado grandes para estrellas visibles como Betelgeuse porque "una estrella de 250 millones Un radio de varios kilómetros no podría tener una densidad tan alta como la del Sol. En primer lugar, la fuerza de gravitación sería tan grande que la luz no podría escapar de ella, y los rayos volverían a caer hacia la estrella como una piedra a la Tierra. el desplazamiento hacia el rojo de las líneas espectrales sería tan grande que el espectro desaparecería. En tercer lugar, la masa produciría tanta curvatura de la métrica del espacio-tiempo que el espacio se cerraría alrededor de la estrella, dejándonos afuera (es decir, en ninguna parte). ). " [22] [23]
En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculó, utilizando la relatividad especial, que un cuerpo no giratorio de materia degenerada por electrones por encima de cierta masa límite (ahora llamado límite de Chandrasekhar en 1,4 M ☉ ) no tiene soluciones estables. [24] Muchos de sus contemporáneos, como Eddington y Lev Landau , se opusieron a sus argumentos , quienes argumentaron que algún mecanismo aún desconocido detendría el colapso. [25] Tenían razón en parte: una enana blanca ligeramente más masiva que el límite de Chandrasekhar colapsará en una estrella de neutrones , [26] que es en sí misma estable. Pero en 1939, Robert Oppenheimer y otros predijeron que las estrellas de neutrones por encima de otro límite (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ) colapsarían aún más por las razones expuestas por Chandrasekhar, y concluyeron que no era probable que ninguna ley de la física interviniera y detuviera al menos algunas las estrellas colapsen y se conviertan en agujeros negros. [27] Sus cálculos originales, basados en el principio de exclusión de Pauli , dieron como 0,7 M ☉ ; La consideración posterior de la repulsión neutrón-neutrón mediada por la fuerza fuerte elevó la estimación a aproximadamente 1,5 M ☉ a 3,0 M ☉ . [28] Las observaciones de la fusión de estrellas de neutrones GW170817 , que se cree que generó un agujero negro poco después, han refinado la estimación del límite TOV a ~2,17 M ☉ . [29] [30] [31] [32] [33] Oppenheimer y sus coautores interpretaron la singularidad en el límite del radio de Schwarzschild como una indicación de que este era el límite de una burbuja en la que el tiempo se detenía. Este es un punto de vista válido para los observadores externos, pero no para los observadores internos. Debido a esta propiedad, las estrellas colapsadas fueron llamadas "estrellas congeladas", porque un observador externo vería la superficie de la estrella congelada en el tiempo en el instante en que su colapso la lleva al radio de Schwarzschild. [34]
También en 1939, Einstein intentaría demostrar que los agujeros negros eran imposibles en su publicación "Sobre un sistema estacionario con simetría esférica que consta de muchas masas gravitantes", utilizando su teoría de la relatividad general para defender su argumento. [35] Meses más tarde, Oppenheimer y su alumno Hartland Snyder proporcionarían el modelo Oppenheimer-Snyder en su artículo "Sobre la contracción gravitacional continua", [36] que predijo la existencia de agujeros negros. En el artículo, que no hacía referencia a la reciente publicación de Einstein, Oppenheimer y Snyder utilizaron la propia teoría de la relatividad general de Einstein para mostrar las condiciones sobre cómo podría desarrollarse un agujero negro por primera vez en la física contemporánea. [35]
En 1958, David Finkelstein identificó la superficie de Schwarzschild como un horizonte de sucesos , "una membrana unidireccional perfecta: las influencias causales pueden cruzarla en una sola dirección". [37] Esto no contradecía estrictamente los resultados de Oppenheimer, pero los amplió para incluir el punto de vista de los observadores incaídos. La solución de Finkelstein amplió la solución de Schwarzschild al futuro de los observadores que caen en un agujero negro. Martin Kruskal ya había encontrado una extensión completa , a quien se instó a publicarla. [38]
Estos resultados llegaron al comienzo de la edad de oro de la relatividad general , que estuvo marcada por la relatividad general y los agujeros negros que se convirtieron en temas principales de investigación. Este proceso se vio favorecido por el descubrimiento de los púlsares por Jocelyn Bell Burnell en 1967, [39] [40] que, en 1969, se demostró que eran estrellas de neutrones que giraban rápidamente. [41] Hasta ese momento, las estrellas de neutrones, al igual que los agujeros negros, se consideraban sólo curiosidades teóricas; pero el descubrimiento de los púlsares demostró su relevancia física y estimuló un mayor interés en todo tipo de objetos compactos que podrían formarse por colapso gravitacional. [42]
En este período se encontraron soluciones más generales para los agujeros negros. En 1963, Roy Kerr encontró la solución exacta para un agujero negro en rotación . Dos años más tarde, Ezra Newman encontró la solución axisimétrica para un agujero negro que gira y está cargado eléctricamente . [43] A través del trabajo de Werner Israel , [44] Brandon Carter , [45] [46] y David Robinson [47] surgió el teorema sin pelo , que afirma que una solución de agujero negro estacionario se describe completamente mediante los tres parámetros de la métrica de Kerr-Newman : masa , momento angular y carga eléctrica. [48]
Al principio, se sospechó que las extrañas características de las soluciones de los agujeros negros eran artefactos patológicos debido a las condiciones de simetría impuestas, y que las singularidades no aparecerían en situaciones genéricas. Esta opinión fue sostenida en particular por Vladimir Belinsky , Isaak Khalatnikov y Evgeny Lifshitz , quienes intentaron demostrar que no aparecen singularidades en las soluciones genéricas. Sin embargo, a finales de la década de 1960, Roger Penrose [49] y Stephen Hawking utilizaron técnicas globales para demostrar que las singularidades aparecen genéricamente. [50] Por este trabajo, Penrose recibió la mitad del Premio Nobel de Física de 2020 , ya que Hawking murió en 2018. [51] Basado en observaciones en Greenwich y Toronto a principios de la década de 1970, Cygnus X-1 , una fuente galáctica de rayos X descubierto en 1964, se convirtió en el primer objeto astronómico comúnmente aceptado como un agujero negro. [52] [53]
El trabajo de James Bardeen , Jacob Bekenstein , Carter y Hawking a principios de la década de 1970 condujo a la formulación de la termodinámica de los agujeros negros . [54] Estas leyes describen el comportamiento de un agujero negro en estrecha analogía con las leyes de la termodinámica al relacionar la masa con la energía, el área con la entropía y la gravedad superficial con la temperatura . La analogía se completó cuando Hawking, en 1974, demostró que la teoría cuántica de campos implica que los agujeros negros deberían irradiar como un cuerpo negro con una temperatura proporcional a la gravedad superficial del agujero negro, prediciendo el efecto ahora conocido como radiación de Hawking . [55]
El 11 de febrero de 2016, la colaboración científica LIGO y la colaboración Virgo anunciaron la primera detección directa de ondas gravitacionales , lo que representa la primera observación de una fusión de agujeros negros. [56] El 10 de abril de 2019, se publicó la primera imagen directa de un agujero negro y sus alrededores, tras las observaciones realizadas por el Telescopio del Horizonte de Sucesos (EHT) en 2017 del agujero negro supermasivo en el centro galáctico de Messier 87 . [57] [58] [59] A partir de 2023 , el cuerpo conocido más cercano que se cree que es un agujero negro, Gaia BH1 , está a unos 1.560 años luz (480 pársecs ) de distancia. [60] Aunque hasta ahora sólo se han encontrado un par de docenas de agujeros negros en la Vía Láctea , se cree que hay cientos de millones, la mayoría de los cuales son solitarios y no causan emisión de radiación. [61] Por lo tanto, solo serían detectables mediante lentes gravitacionales .[actualizar]
John Michell utilizó el término "estrella oscura" en una carta de noviembre de 1783 a Henry Cavendish , [62] y a principios del siglo XX, los físicos utilizaron el término "objeto colapsado gravitacionalmente". La escritora científica Marcia Bartusiak remonta el término "agujero negro" al físico Robert H. Dicke , quien a principios de la década de 1960 comparó el fenómeno con el Agujero Negro de Calcuta , famoso por ser una prisión donde la gente entraba pero nunca salía con vida. [63]
El término "agujero negro" fue utilizado impresamente por las revistas Life y Science News en 1963, [63] y por la periodista científica Ann Ewing en su artículo " 'Black Holes' in Space", fechado el 18 de enero de 1964, que era un informe sobre una reunión de la Asociación Estadounidense para el Avance de la Ciencia celebrada en Cleveland, Ohio. [64] [65]
En diciembre de 1967, un estudiante supuestamente sugirió la frase "agujero negro" en una conferencia de John Wheeler ; [64] Wheeler adoptó el término por su brevedad y "valor publicitario", y rápidamente se hizo popular, [66] lo que llevó a algunos a darle crédito a Wheeler por haber acuñado la frase. [67]
El teorema de la ausencia de pelo postula que, una vez que alcanza una condición estable después de su formación, un agujero negro tiene sólo tres propiedades físicas independientes: masa, carga eléctrica y momento angular; Por lo demás, el agujero negro no tiene rasgos distintivos. Si la conjetura es cierta, dos agujeros negros cualesquiera que compartan los mismos valores de estas propiedades o parámetros son indistinguibles entre sí. El grado en que la conjetura es cierta para los agujeros negros reales según las leyes de la física moderna es actualmente un problema sin resolver. [48]
Estas propiedades son especiales porque son visibles desde el exterior de un agujero negro. Por ejemplo, un agujero negro cargado repele otras cargas similares como cualquier otro objeto cargado. De manera similar, la masa total dentro de una esfera que contiene un agujero negro se puede encontrar usando el análogo gravitacional de la ley de Gauss (a través de la masa ADM ), lejos del agujero negro. [68] Asimismo, el momento angular (o giro) se puede medir desde lejos utilizando el arrastre de cuadros por el campo gravitomagnético , a través de, por ejemplo, el efecto Lense-Thirring . [69]
Cuando un objeto cae en un agujero negro, cualquier información sobre la forma del objeto o la distribución de carga en él se distribuye uniformemente a lo largo del horizonte del agujero negro y se pierde para los observadores externos. El comportamiento del horizonte en esta situación es un sistema disipativo muy análogo al de una membrana conductora elástica con fricción y resistencia eléctrica : el paradigma de la membrana . [70] Esto es diferente de otras teorías de campo como el electromagnetismo, que no tienen ninguna fricción o resistividad a nivel microscópico, porque son reversibles en el tiempo . Debido a que un agujero negro eventualmente alcanza un estado estable con solo tres parámetros, no hay forma de evitar la pérdida de información sobre las condiciones iniciales: los campos gravitacional y eléctrico de un agujero negro brindan muy poca información sobre lo que entró. La información que se pierde Incluye todas las cantidades que no se pueden medir lejos del horizonte del agujero negro, incluidos los números cuánticos aproximadamente conservados , como el número bariónico total y el número leptónico . Este comportamiento es tan desconcertante que se le ha llamado la paradoja de la pérdida de información del agujero negro . [71] [72]
Los agujeros negros estáticos más simples tienen masa pero ni carga eléctrica ni momento angular. Estos agujeros negros a menudo se denominan agujeros negros de Schwarzschild en honor a Karl Schwarzschild, quien descubrió esta solución en 1916. [18] Según el teorema de Birkhoff , es la única solución de vacío que es esféricamente simétrica . [73] Esto significa que no hay diferencia observable a una distancia entre el campo gravitacional de tal agujero negro y el de cualquier otro objeto esférico de la misma masa. Por lo tanto, la noción popular de que un agujero negro "absorbe todo" a su alrededor es correcta sólo cerca del horizonte de un agujero negro; A mucha distancia, el campo gravitacional externo es idéntico al de cualquier otro cuerpo de la misma masa. [74]
También existen soluciones que describen agujeros negros más generales. Los agujeros negros cargados no giratorios se describen mediante la métrica de Reissner-Nordström , mientras que la métrica de Kerr describe un agujero negro giratorio no cargado. La solución más general conocida para un agujero negro estacionario es la métrica de Kerr-Newman, que describe un agujero negro con carga y momento angular. [75]
Si bien la masa de un agujero negro puede tomar cualquier valor positivo, la carga y el momento angular están limitados por la masa. Se espera que la carga eléctrica total Q y el momento angular total J satisfagan la desigualdad
para un agujero negro de masa M . Los agujeros negros con la mínima masa posible que satisfacen esta desigualdad se denominan extremos . Existen soluciones de las ecuaciones de Einstein que violan esta desigualdad, pero no poseen un horizonte de sucesos. Estas soluciones tienen las llamadas singularidades desnudas que se pueden observar desde el exterior y, por lo tanto, se consideran no físicas . La hipótesis de la censura cósmica descarta la formación de tales singularidades, cuando se crean mediante el colapso gravitacional de la materia realista . [3] Esto está respaldado por simulaciones numéricas. [76]
Debido a la fuerza relativamente grande de la fuerza electromagnética , se espera que los agujeros negros que se forman a partir del colapso de estrellas retengan la carga casi neutra de la estrella. Sin embargo, se espera que la rotación sea una característica universal de los objetos astrofísicos compactos. La fuente binaria de rayos X candidata a agujero negro GRS 1915+105 [77] parece tener un momento angular cercano al valor máximo permitido. Ese límite no cargado es [78]
permitiendo la definición de un parámetro de giro adimensional tal que [78]
Los agujeros negros se clasifican comúnmente según su masa, independientemente del momento angular, J. El tamaño de un agujero negro, determinado por el radio del horizonte de sucesos, o radio de Schwarzschild, es proporcional a la masa, M , a través de
donde r s es el radio de Schwarzschild y M ☉ es la masa del Sol . [80] Para un agujero negro con espín distinto de cero y/o carga eléctrica, el radio es más pequeño, [Nota 2] hasta que un agujero negro extremo podría tener un horizonte de sucesos cercano a [81]
La característica definitoria de un agujero negro es la aparición de un horizonte de sucesos, un límite en el espacio-tiempo a través del cual la materia y la luz sólo pueden pasar hacia el interior, hacia la masa del agujero negro. Nada, ni siquiera la luz, puede escapar del interior del horizonte de sucesos. [83] [84] El horizonte de eventos se conoce como tal porque si un evento ocurre dentro del límite, la información de ese evento no puede llegar a un observador externo, lo que hace imposible determinar si tal evento ocurrió. [85]
Como predice la relatividad general, la presencia de una masa deforma el espacio-tiempo de tal manera que los caminos seguidos por las partículas se inclinan hacia la masa. [86] En el horizonte de sucesos de un agujero negro, esta deformación se vuelve tan fuerte que no hay caminos que conduzcan fuera del agujero negro. [87]
Para un observador distante, los relojes cercanos a un agujero negro parecerían funcionar más lentamente que los que están más lejos del agujero negro. [88] Debido a este efecto, conocido como dilatación del tiempo gravitacional , un objeto que cae en un agujero negro parece ralentizarse a medida que se acerca al horizonte de sucesos, tardando un tiempo infinito en alcanzarlo. [89] Al mismo tiempo, todos los procesos en este objeto se ralentizan, desde el punto de vista de un observador externo fijo, lo que hace que cualquier luz emitida por el objeto parezca más roja y más tenue, un efecto conocido como corrimiento al rojo gravitacional . [90] Finalmente, el objeto que cae se desvanece hasta que ya no se puede ver. Normalmente, este proceso ocurre muy rápidamente y un objeto desaparece de la vista en menos de un segundo. [91]
Por otro lado, los observadores indestructibles que caen en un agujero negro no notan ninguno de estos efectos cuando cruzan el horizonte de sucesos. Según sus propios relojes, que les parecen funcionar normalmente, cruzan el horizonte de sucesos después de un tiempo finito sin notar ningún comportamiento singular; En la relatividad general clásica, es imposible determinar la ubicación del horizonte de sucesos a partir de observaciones locales, debido al principio de equivalencia de Einstein . [92] [93]
La topología del horizonte de sucesos de un agujero negro en equilibrio es siempre esférica. [Nota 4] [96] Para los agujeros negros no giratorios (estáticos), la geometría del horizonte de sucesos es precisamente esférica, mientras que para los agujeros negros giratorios el horizonte de sucesos es achatado. [97] [98] [99]
En el centro de un agujero negro, como lo describe la relatividad general, puede haber una singularidad gravitacional , una región donde la curvatura del espacio-tiempo se vuelve infinita. [100] Para un agujero negro no giratorio, esta región toma la forma de un solo punto; en el caso de un agujero negro en rotación, se difumina para formar una singularidad anular que se encuentra en el plano de rotación. [101] En ambos casos, la región singular tiene volumen cero. También se puede demostrar que la región singular contiene toda la masa de la solución del agujero negro. [102] Por lo tanto, se puede considerar que la región singular tiene densidad infinita . [103]
Los observadores que caen en un agujero negro de Schwarzschild (es decir, que no giran y no están cargados) no pueden evitar ser llevados a la singularidad una vez que cruzan el horizonte de sucesos. Pueden prolongar la experiencia acelerando para frenar su descenso, pero sólo hasta un límite. [104] Cuando alcanzan la singularidad, son aplastados hasta alcanzar una densidad infinita y su masa se suma al total del agujero negro. Antes de que eso suceda, habrán sido destrozados por las crecientes fuerzas de marea en un proceso al que a veces se hace referencia como espaguetificación o "efecto fideos". [105]
En el caso de un agujero negro cargado (Reissner-Nordström) o giratorio (Kerr), es posible evitar la singularidad. Ampliar estas soluciones tanto como sea posible revela la posibilidad hipotética de salir del agujero negro hacia un espacio-tiempo diferente con el agujero negro actuando como un agujero de gusano . [106] Sin embargo, la posibilidad de viajar a otro universo es sólo teórica, ya que cualquier perturbación destruiría esta posibilidad. [107] También parece posible seguir curvas temporales cerradas (regresando al propio pasado) alrededor de la singularidad de Kerr, lo que conduce a problemas de causalidad como la paradoja del abuelo . [108] Se espera que ninguno de estos efectos peculiares sobreviva en un tratamiento cuántico adecuado de los agujeros negros giratorios y cargados. [109]
La aparición de singularidades en la relatividad general se percibe comúnmente como una señal del colapso de la teoría. [110] Sin embargo, se espera este desglose; Ocurre en una situación en la que los efectos cuánticos deberían describir estas acciones, debido a la densidad extremadamente alta y, por lo tanto, a las interacciones de las partículas. Hasta la fecha, no ha sido posible combinar los efectos cuánticos y gravitacionales en una sola teoría, aunque existen intentos de formular tal teoría de la gravedad cuántica . En general, se espera que una teoría de este tipo no presente singularidades. [111] [112]
La esfera de fotones es un límite esférico de espesor cero en el que los fotones que se mueven tangentes a esa esfera quedarían atrapados en una órbita circular alrededor del agujero negro. Para los agujeros negros no giratorios, la esfera de fotones tiene un radio 1,5 veces el radio de Schwarzschild. Sus órbitas serían dinámicamente inestables , por lo que cualquier pequeña perturbación, como la caída de una partícula de materia, causaría una inestabilidad que crecería con el tiempo, ya sea colocando al fotón en una trayectoria hacia afuera que lo haría escapar del agujero negro, o hacia adentro. espiral donde eventualmente cruzaría el horizonte de sucesos. [113]
Si bien la luz aún puede escapar de la esfera de fotones, cualquier luz que cruce la esfera de fotones en una trayectoria entrante será capturada por el agujero negro. Por lo tanto, cualquier luz que llegue a un observador externo desde la esfera de fotones debe haber sido emitida por objetos entre la esfera de fotones y el horizonte de sucesos. [113] Para un agujero negro de Kerr, el radio de la esfera del fotón depende del parámetro de giro y de los detalles de la órbita del fotón, que puede ser prograda (el fotón gira en el mismo sentido del giro del agujero negro) o retrógrada. [114] [115]
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Los agujeros negros en rotación están rodeados por una región del espacio-tiempo en la que es imposible permanecer quieto, llamada ergosfera. Este es el resultado de un proceso conocido como arrastre de fotogramas ; La relatividad general predice que cualquier masa en rotación tenderá a "arrastrarse" ligeramente a lo largo del espacio-tiempo que la rodea inmediatamente. Cualquier objeto cerca de la masa en rotación tenderá a comenzar a moverse en la dirección de rotación. Para un agujero negro en rotación, este efecto es tan fuerte cerca del horizonte de sucesos que un objeto tendría que moverse más rápido que la velocidad de la luz en la dirección opuesta para simplemente permanecer quieto. [117]
La ergosfera de un agujero negro es un volumen limitado por el horizonte de sucesos del agujero negro y la ergosuperficie , que coincide con el horizonte de sucesos en los polos pero se encuentra a una distancia mucho mayor alrededor del ecuador. [116]
Los objetos y la radiación pueden escapar normalmente de la ergosfera. Mediante el proceso de Penrose , los objetos pueden salir de la ergosfera con más energía de la que entraron. La energía extra se obtiene de la energía rotacional del agujero negro. De este modo se ralentiza la rotación del agujero negro. [118] El proceso de Blandford-Znajek , una variación del proceso de Penrose en presencia de fuertes campos magnéticos, se considera un mecanismo probable para la enorme luminosidad y los chorros relativistas de los cuásares y otros núcleos galácticos activos .
En la gravedad newtoniana , las partículas de prueba pueden orbitar de manera estable a distancias arbitrarias de un objeto central. En la relatividad general, sin embargo, existe una órbita circular estable más interna (a menudo llamada CIUO), para la cual cualquier perturbación interior infinitesimal en una órbita circular conducirá a una espiral hacia el agujero negro, y cualquier perturbación hacia afuera, dependiendo de la energía, dar como resultado una espiral hacia adentro, una órbita estable entre apastron y periastron, o escapar al infinito. [119] La ubicación del CIUO depende del giro del agujero negro, en el caso de un agujero negro de Schwarzschild (giro cero) es:
y disminuye al aumentar el giro del agujero negro para las partículas que orbitan en la misma dirección que el giro. [120]
Dado el carácter extraño de los agujeros negros, durante mucho tiempo se cuestionó si tales objetos podrían existir realmente en la naturaleza o si eran meras soluciones patológicas a las ecuaciones de Einstein. El propio Einstein pensó erróneamente que los agujeros negros no se formarían, porque sostenía que el momento angular de las partículas en colapso estabilizaría su movimiento en cierto radio. [121] Esto llevó a la comunidad de la relatividad general a descartar todos los resultados contrarios durante muchos años. Sin embargo, una minoría de relativistas continuó sosteniendo que los agujeros negros eran objetos físicos [122] y, a finales de la década de 1960, habían persuadido a la mayoría de los investigadores en el campo de que no hay ningún obstáculo para la formación de un horizonte de sucesos. [123]
Penrose demostró que una vez que se forma un horizonte de sucesos, la relatividad general sin mecánica cuántica requiere que se forme una singularidad en su interior. [49] Poco después, Hawking demostró que muchas soluciones cosmológicas que describen el Big Bang tienen singularidades sin campos escalares u otra materia exótica . [ aclaración necesaria ] La solución de Kerr , el teorema de la ausencia de pelo y las leyes de la termodinámica de los agujeros negros demostraron que las propiedades físicas de los agujeros negros eran simples y comprensibles, lo que los convertía en sujetos de investigación respetables. [124] Los agujeros negros convencionales se forman por el colapso gravitacional de objetos pesados como las estrellas, pero en teoría también pueden formarse mediante otros procesos. [125] [126]
El colapso gravitacional ocurre cuando la presión interna de un objeto es insuficiente para resistir la propia gravedad del objeto. En el caso de las estrellas, esto suele ocurrir porque a una estrella le queda muy poco "combustible" para mantener su temperatura mediante la nucleosíntesis estelar , o porque una estrella que habría sido estable recibe materia adicional de una manera que no eleva su temperatura central. En cualquier caso, la temperatura de la estrella ya no es lo suficientemente alta como para evitar que colapse bajo su propio peso. [128] El colapso puede detenerse mediante la presión de degeneración de los constituyentes de la estrella, lo que permite la condensación de la materia en un estado exótico más denso . El resultado es uno de los distintos tipos de estrella compacta . El tipo que se forma depende de la masa del remanente de la estrella original que queda si las capas externas han sido arrastradas (por ejemplo, en una supernova de tipo II ). La masa del remanente, el objeto colapsado que sobrevive a la explosión, puede ser sustancialmente menor que la de la estrella original. Los remanentes superiores a 5 M ☉ son producidos por estrellas que tenían más de 20 M ☉ antes del colapso. [128]
Si la masa del remanente excede aproximadamente 3–4 M ☉ (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff [27] ), ya sea porque la estrella original era muy pesada o porque el remanente acumuló masa adicional a través de la acreción de materia, incluso la presión de degeneración de neutrones es insuficiente para detener el colapso. Ningún mecanismo conocido (excepto posiblemente la presión de degeneración de los quarks) es lo suficientemente poderoso como para detener la implosión y el objeto inevitablemente colapsará para formar un agujero negro. [128]
Se supone que el colapso gravitacional de estrellas pesadas es responsable de la formación de agujeros negros de masa estelar . La formación estelar en el universo primitivo puede haber dado lugar a estrellas muy masivas, que tras su colapso habrían producido agujeros negros de hasta 103M☉ . _ _ Estos agujeros negros podrían ser las semillas de los agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de la mayoría de las galaxias. [129] Se ha sugerido además que los agujeros negros masivos con masas típicas de ~105 M ☉ podría haberse formado a partir del colapso directo de nubes de gas en el universo joven. [125] Estos objetos masivos han sido propuestos como las semillas que eventualmente formaron los primeros quásares observados ya en corrimiento al rojo. [130] Se han encontrado algunos candidatos para tales objetos en observaciones del universo joven. [125]
Si bien la mayor parte de la energía liberada durante el colapso gravitacional se emite muy rápidamente, un observador externo no ve realmente el final de este proceso. Aunque el colapso tarda una cantidad finita de tiempo desde el marco de referencia de la materia que cae, un observador distante vería que el material que cae se ralentiza y se detiene justo por encima del horizonte de sucesos, debido a la dilatación del tiempo gravitacional. La luz del material que colapsa tarda cada vez más en llegar al observador, y la luz emitida justo antes de que se forme el horizonte de sucesos se retrasa una cantidad de tiempo infinita. Así, el observador externo nunca ve la formación del horizonte de sucesos; en cambio, el material que colapsa parece volverse más tenue y cada vez más desplazado hacia el rojo, hasta desaparecer finalmente. [131]
El colapso gravitacional requiere una gran densidad. En la época actual del universo, estas altas densidades se encuentran sólo en las estrellas, pero en el universo temprano, poco después del Big Bang, las densidades eran mucho mayores, lo que posiblemente permitió la creación de agujeros negros. La alta densidad por sí sola no es suficiente para permitir la formación de un agujero negro, ya que una distribución uniforme de la masa no permitirá que la masa se acumule. Para que los agujeros negros primordiales se formaran en un medio tan denso, debe haber habido perturbaciones de densidad iniciales que luego podrían crecer bajo su propia gravedad. Los distintos modelos del universo primitivo varían ampliamente en sus predicciones sobre la escala de estas fluctuaciones. Varios modelos predicen la creación de agujeros negros primordiales que varían en tamaño desde una masa de Planck ( ≈1,2 × 10 19 GeV/ c 2 ≈2,2 × 10 −8 kg ) a cientos de miles de masas solares. [126]
A pesar de que el universo primitivo era extremadamente denso , no volvió a colapsar en un agujero negro durante el Big Bang, ya que la tasa de expansión fue mayor que la atracción. Según la teoría de la inflación, hubo una gravitación neta repulsiva desde el principio hasta el final de la inflación. Desde entonces, el flujo del Hubble se ha visto frenado por la densidad de energía del universo.
Los modelos para el colapso gravitacional de objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas , no necesariamente se aplican de la misma manera al espacio en rápida expansión como el Big Bang. [132]
El colapso gravitacional no es el único proceso que podría crear agujeros negros. En principio, los agujeros negros podrían formarse en colisiones de alta energía que alcancen una densidad suficiente. Hasta 2002, no se habían detectado eventos de este tipo, ni directa ni indirectamente como una deficiencia del equilibrio de masa en experimentos con aceleradores de partículas . [133] Esto sugiere que debe haber un límite inferior para la masa de los agujeros negros. En teoría, se espera que este límite se encuentre alrededor de la masa de Planck, donde se espera que los efectos cuánticos invaliden las predicciones de la relatividad general. [134] Esto pondría la creación de agujeros negros firmemente fuera del alcance de cualquier proceso de alta energía que ocurra en la Tierra o cerca de ella. Sin embargo, ciertos avances en la gravedad cuántica sugieren que la masa mínima del agujero negro podría ser mucho menor: algunos escenarios de mundos brana, por ejemplo, sitúan el límite tan bajo como1 TeV / c2 . [135] Esto haría concebible que se creen microagujeros negros en las colisiones de alta energía que ocurren cuando los rayos cósmicos golpean la atmósfera de la Tierra, o posiblemente en el Gran Colisionador de Hadrones del CERN . Estas teorías son muy especulativas y muchos especialistas consideran improbable la creación de agujeros negros en estos procesos. [136] Incluso si se pudieran formar microagujeros negros, se espera que se evaporarían en aproximadamente 10 −25 segundos, sin representar una amenaza para la Tierra. [137]
Una vez que se ha formado un agujero negro, puede seguir creciendo absorbiendo materia adicional . Cualquier agujero negro absorberá continuamente gas y polvo interestelar de su entorno. Este proceso de crecimiento es una posible vía a través de la cual se pueden haber formado algunos agujeros negros supermasivos, aunque la formación de agujeros negros supermasivos sigue siendo un campo de investigación abierto. [129] Se ha sugerido un proceso similar para la formación de agujeros negros de masa intermedia que se encuentran en cúmulos globulares . [138] Los agujeros negros también pueden fusionarse con otros objetos como estrellas o incluso otros agujeros negros. Se cree que esto fue importante, especialmente en el crecimiento inicial de los agujeros negros supermasivos, que podrían haberse formado a partir de la agregación de muchos objetos más pequeños. [129] El proceso también ha sido propuesto como el origen de algunos agujeros negros de masa intermedia. [139] [140]
En 1974, Hawking predijo que los agujeros negros no son completamente negros sino que emiten pequeñas cantidades de radiación térmica a una temperatura ℏ c 3 / (8π GM k B ); [55] este efecto se conoce como radiación de Hawking. Al aplicar la teoría cuántica de campos al fondo de un agujero negro estático, determinó que un agujero negro debería emitir partículas que muestren un espectro de cuerpo negro perfecto . Desde la publicación de Hawking, muchos otros han verificado el resultado mediante diversos enfoques. [141] Si la teoría de Hawking sobre la radiación de los agujeros negros es correcta, entonces se espera que los agujeros negros se encojan y se evaporen con el tiempo a medida que pierden masa por la emisión de fotones y otras partículas. [55] La temperatura de este espectro térmico ( temperatura de Hawking ) es proporcional a la gravedad superficial del agujero negro, que, para un agujero negro de Schwarzschild, es inversamente proporcional a la masa. Por tanto, los agujeros negros grandes emiten menos radiación que los agujeros negros pequeños. [142]
Un agujero negro estelar de 1 M ☉ tiene una temperatura de Hawking de 62 nanokelvins . [143] Esto es mucho menos que la temperatura de 2,7 K de la radiación cósmica de fondo de microondas . Los agujeros negros de masa estelar o más grandes reciben más masa del fondo cósmico de microondas de la que emiten a través de la radiación de Hawking y, por lo tanto, crecerán en lugar de encogerse. [144] Para tener una temperatura de Hawking superior a 2,7 K (y poder evaporarse), un agujero negro necesitaría una masa menor que la de la Luna . Un agujero negro de este tipo tendría un diámetro de menos de una décima de milímetro. [145]
Si un agujero negro es muy pequeño, se espera que los efectos de la radiación sean muy fuertes. Un agujero negro con la masa de un automóvil tendría un diámetro de aproximadamente 10 −24 my tardaría un nanosegundo en evaporarse, tiempo durante el cual tendría brevemente una luminosidad de más de 200 veces la del Sol. Se espera que los agujeros negros de menor masa se evaporen aún más rápido; por ejemplo, un agujero negro de masa 1 TeV/ c 2 tardaría menos de 10 −88 segundos en evaporarse por completo. Para un agujero negro tan pequeño, se espera que los efectos de la gravedad cuántica desempeñen un papel importante y, hipotéticamente, podrían hacer que un agujero negro tan pequeño sea estable, aunque los desarrollos actuales en la gravedad cuántica no indican que este sea el caso. [146] [147]
Se prevé que la radiación de Hawking para un agujero negro astrofísico será muy débil y, por tanto, extremadamente difícil de detectar desde la Tierra. Sin embargo, una posible excepción es el estallido de rayos gamma emitido en la última etapa de la evaporación de los agujeros negros primordiales. Las búsquedas de tales destellos han resultado infructuosas y imponen límites estrictos a la posibilidad de existencia de agujeros negros primordiales de baja masa. [148] El telescopio espacial Fermi de rayos gamma de la NASA , lanzado en 2008, continuará la búsqueda de estos destellos. [149]
Si los agujeros negros se evaporan mediante la radiación de Hawking, un agujero negro de masa solar se evaporará (comenzando una vez que la temperatura del fondo cósmico de microondas caiga por debajo de la del agujero negro) durante un período de 10 64 años. [150] Un agujero negro supermasivo con una masa de 1011 M ☉ se evaporará en unos 2×10 100 años. [151] Se predice que algunos agujeros negros monstruosos en el universo continuarán creciendo hasta quizás 1014 M ☉ durante el colapso de supercúmulos de galaxias. Incluso estos se evaporarían en un plazo de hasta 10.106 años . [150]
Algunos modelos de gravedad cuántica predicen modificaciones de la descripción de Hawking de los agujeros negros. En particular, se modifican las ecuaciones de evolución que describen la tasa de pérdida de masa y la tasa de pérdida de carga. [152]
Por naturaleza, los agujeros negros no emiten ninguna radiación electromagnética distinta de la hipotética radiación de Hawking , por lo que los astrofísicos que buscan agujeros negros generalmente deben confiar en observaciones indirectas. Por ejemplo, a veces se puede inferir la existencia de un agujero negro observando su influencia gravitacional en su entorno. [153]
El Event Horizon Telescope (EHT) es un programa activo que observa directamente el entorno inmediato de los horizontes de sucesos de los agujeros negros, como el agujero negro en el centro de la Vía Láctea. En abril de 2017, EHT comenzó a observar el agujero negro en el centro de Messier 87 . [154] [155] "En total, ocho observatorios de radio en seis montañas y cuatro continentes observaron la galaxia en Virgo de forma intermitente durante 10 días en abril de 2017" para proporcionar los datos que arrojaron la imagen en abril de 2019. [156] Después de dos Después de años de procesamiento de datos, EHT publicó la primera imagen directa de un agujero negro; concretamente, el agujero negro supermasivo que se encuentra en el centro de la citada galaxia. [157] [158] Lo que es visible no es el agujero negro, que se muestra negro debido a la pérdida de toda la luz dentro de esta región oscura. En cambio, son los gases en el borde del horizonte de sucesos (que se muestran en naranja o rojo) los que definen el agujero negro. [159]
El 12 de mayo de 2022, el EHT publicó la primera imagen de Sagitario A* , el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea . La imagen publicada mostraba la misma estructura en forma de anillo y sombra circular que se ve en el agujero negro M87* , y la imagen fue creada utilizando las mismas técnicas que para el agujero negro M87. Sin embargo, el proceso de obtención de imágenes de Sagitario A*, que es más de mil veces más pequeño y menos masivo que M87*, fue significativamente más complejo debido a la inestabilidad de su entorno. [160] La imagen de Sagitario A* también quedó parcialmente borrosa por la turbulencia del plasma en el camino hacia el centro galáctico, un efecto que impide la resolución de la imagen en longitudes de onda más largas. [161]
Se cree que el brillo de este material en la mitad "inferior" de la imagen EHT procesada es causado por un haz Doppler , por el cual el material que se acerca al espectador a velocidades relativistas se percibe más brillante que el material que se aleja. En el caso de un agujero negro, este fenómeno implica que el material visible está girando a velocidades relativistas (>1.000 km/s [2.200.000 mph]), las únicas velocidades a las que es posible equilibrar centrífugamente la inmensa atracción gravitacional de la singularidad. , y así permanecer en órbita por encima del horizonte de sucesos. Esta configuración de material brillante implica que el EHT observó M87* desde una perspectiva que captaba el disco de acreción del agujero negro casi de canto, mientras todo el sistema giraba en el sentido de las agujas del reloj. [162] [163] Sin embargo, la lente gravitacional extrema asociada con los agujeros negros produce la ilusión de una perspectiva que ve el disco de acreción desde arriba. En realidad, la mayor parte del anillo en la imagen EHT se creó cuando la luz emitida por el lado opuesto del disco de acreción se dobló alrededor del pozo de gravedad del agujero negro y escapó, lo que significa que la mayoría de las perspectivas posibles en M87* pueden ver el disco completo. , incluso eso directamente detrás de la "sombra".
En 2015, el EHT detectó campos magnéticos justo fuera del horizonte de sucesos de Sagitario A* e incluso discernió algunas de sus propiedades. Las líneas de campo que pasan a través del disco de acreción eran una mezcla compleja de ordenadas y enredadas. Los estudios teóricos de los agujeros negros habían predicho la existencia de campos magnéticos. [164] [165]
En abril de 2023 se presentó una imagen de la sombra del agujero negro Messier 87 y el chorro de alta energía relacionado, vistos juntos por primera vez. [166] [167]
El 14 de septiembre de 2015, el observatorio de ondas gravitacionales LIGO realizó por primera vez con éxito una observación directa de ondas gravitacionales . [56] [168] La señal era consistente con las predicciones teóricas para las ondas gravitacionales producidas por la fusión de dos agujeros negros: uno con aproximadamente 36 masas solares y el otro con alrededor de 29 masas solares. [56] [169] Esta observación proporciona la evidencia más concreta de la existencia de agujeros negros hasta la fecha. Por ejemplo, la señal de la onda gravitacional sugiere que la separación de los dos objetos antes de la fusión era de sólo 350 km (o aproximadamente cuatro veces el radio de Schwarzschild correspondiente a las masas inferidas). Por lo tanto, los objetos debían haber sido extremadamente compactos, dejando los agujeros negros como la interpretación más plausible. [56]
Más importante aún, la señal observada por LIGO también incluyó el inicio del ringdown posterior a la fusión , la señal producida cuando el objeto compacto recién formado se establece en un estado estacionario. Podría decirse que el ringdown es la forma más directa de observar un agujero negro. [170] De la señal LIGO, es posible extraer la frecuencia y el tiempo de amortiguación del modo dominante del ringdown. A partir de estos, es posible inferir la masa y el momento angular del objeto final, que coinciden con predicciones independientes de simulaciones numéricas de la fusión. [171] La frecuencia y el tiempo de desintegración del modo dominante están determinados por la geometría de la esfera de fotones. Por tanto, la observación de este modo confirma la presencia de una esfera de fotones; sin embargo, no puede excluir posibles alternativas exóticas a los agujeros negros que sean lo suficientemente compactas como para tener una esfera de fotones. [170]
La observación también proporciona la primera evidencia observacional de la existencia de binarios de agujeros negros de masa estelar. Además, es la primera evidencia observacional de agujeros negros de masa estelar que pesan 25 masas solares o más. [172]
Desde entonces, se han observado muchos más eventos de ondas gravitacionales . [173]
Los movimientos propios de las estrellas cercanas al centro de nuestra Vía Láctea proporcionan una fuerte evidencia observacional de que estas estrellas están orbitando un agujero negro supermasivo. [174] Desde 1995, los astrónomos han seguido los movimientos de 90 estrellas que orbitan alrededor de un objeto invisible coincidente con la fuente de radio Sagitario A*. Ajustando sus movimientos a las órbitas keplerianas , los astrónomos pudieron deducir, en 1998, que unaUn objeto de 2,6 × 10 6 M ☉ debe estar contenido en un volumen con un radio de 0,02 años luz para provocar los movimientos de esas estrellas. [175] Desde entonces, una de las estrellas, llamada S2 , ha completado una órbita completa. A partir de los datos orbitales, los astrónomos pudieron refinar los cálculos de la masa para4,3 × 10 6 M ☉ y un radio de menos de 0,002 años luz para el objeto que causa el movimiento orbital de esas estrellas. [174] El límite superior del tamaño del objeto aún es demasiado grande para probar si es más pequeño que su radio de Schwarzschild; sin embargo, estas observaciones sugieren fuertemente que el objeto central es un agujero negro supermasivo, ya que no existen otros escenarios plausibles para confinar tanta masa invisible en un volumen tan pequeño. [175] Además, existe cierta evidencia observacional de que este objeto podría poseer un horizonte de sucesos, una característica exclusiva de los agujeros negros. [176]
Debido a la conservación del momento angular , [178] el gas que cae en el pozo gravitacional creado por un objeto masivo normalmente formará una estructura similar a un disco alrededor del objeto. Las impresiones artísticas, como la representación adjunta de un agujero negro con corona, suelen representar el agujero negro como si fuera un cuerpo espacial plano que oculta la parte del disco justo detrás de él, pero en realidad las lentes gravitacionales distorsionarían enormemente la imagen del disco de acreción. [179]
Dentro de dicho disco, la fricción provocaría que el momento angular se transportara hacia afuera, permitiendo que la materia cayera más hacia adentro, liberando así energía potencial y aumentando la temperatura del gas. [180]
Cuando el objeto en acreción es una estrella de neutrones o un agujero negro, el gas en el disco de acreción interno orbita a velocidades muy altas debido a su proximidad al objeto compacto . La fricción resultante es tan importante que calienta el disco interior a temperaturas en las que emite grandes cantidades de radiación electromagnética (principalmente rayos X). Estas brillantes fuentes de rayos X pueden detectarse mediante telescopios. Este proceso de acumulación es uno de los procesos de producción de energía más eficientes que se conocen; hasta el 40% de la masa restante del material acretado puede emitirse en forma de radiación. [180] (En la fusión nuclear sólo alrededor del 0,7% de la masa restante se emitirá como energía). En muchos casos, los discos de acreción van acompañados de chorros relativistas que se emiten a lo largo de los polos, que se llevan gran parte de la energía. Actualmente no se comprende bien el mecanismo para la creación de estos jets, en parte debido a la falta de datos. [181]
Como tal, muchos de los fenómenos más energéticos del universo se han atribuido a la acumulación de materia en los agujeros negros. En particular, se cree que los núcleos galácticos activos y los cuásares son discos de acreción de agujeros negros supermasivos. [182] De manera similar, generalmente se acepta que las binarias de rayos X son sistemas estelares binarios en los que una de las dos estrellas es un objeto compacto que acumula materia de su compañera. [182] También se ha sugerido que algunas fuentes de rayos X ultraluminosas pueden ser discos de acreción de agujeros negros de masa intermedia. [183]
En noviembre de 2011 se informó de la primera observación directa de un disco de acreción de cuásar alrededor de un agujero negro supermasivo. [184] [185]
Las binarias de rayos X son sistemas estelares binarios que emiten la mayor parte de su radiación en la parte del espectro de rayos X. Generalmente se cree que estas emisiones de rayos X se producen cuando una de las estrellas (objeto compacto) acumula materia de otra estrella (normal). La presencia de una estrella ordinaria en dicho sistema brinda la oportunidad de estudiar el objeto central y determinar si podría ser un agujero negro. [182]
Si un sistema de este tipo emite señales que pueden rastrearse directamente hasta el objeto compacto, no puede ser un agujero negro. Sin embargo, la ausencia de tal señal no excluye la posibilidad de que el objeto compacto sea una estrella de neutrones. Estudiando la estrella compañera a menudo es posible obtener los parámetros orbitales del sistema y obtener una estimación de la masa del objeto compacto. Si esto es mucho mayor que el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (la masa máxima que una estrella puede tener sin colapsar), entonces el objeto no puede ser una estrella de neutrones y generalmente se espera que sea un agujero negro. [182]
El primer candidato fuerte a agujero negro, Cygnus X-1 , fue descubierto de esta manera por Charles Thomas Bolton , [186] Louise Webster y Paul Murdin [187] en 1972. [188] [189] Sin embargo, algunos dudan: permaneció debido a las incertidumbres que resultan de que la estrella compañera sea mucho más pesada que el agujero negro candidato. Actualmente, se encuentran mejores candidatos para los agujeros negros en una clase de binarios de rayos X llamados transitorios de rayos X blandos. En esta clase de sistema, la estrella compañera tiene una masa relativamente baja, lo que permite estimaciones más precisas de la masa del agujero negro. Además, estos sistemas emiten activamente rayos X sólo durante varios meses una vez cada 10 a 50 años. Durante el período de baja emisión de rayos X (llamado quiescencia), el disco de acreción es extremadamente débil, lo que permite una observación detallada de la estrella compañera durante este período. Uno de los mejores candidatos es el V404 Cygni . [182]
Las emisiones de rayos X de los discos de acreción a veces parpadean a determinadas frecuencias. Estas señales se denominan oscilaciones cuasi periódicas y se cree que son causadas por material que se mueve a lo largo del borde interior del disco de acreción (la órbita circular estable más interna). Como tal, su frecuencia está ligada a la masa del objeto compacto. Por tanto, pueden utilizarse como una forma alternativa de determinar la masa de los agujeros negros candidatos. [190]
Los astrónomos utilizan el término "galaxia activa" para describir galaxias con características inusuales, como una emisión de líneas espectrales inusual y una emisión de radio muy fuerte. Estudios teóricos y observacionales han demostrado que la actividad en estos núcleos galácticos activos (AGN) puede explicarse por la presencia de agujeros negros supermasivos, que pueden ser millones de veces más masivos que los estelares. Los modelos de estos AGN consisten en un agujero negro central que puede ser millones o miles de millones de veces más masivo que el Sol ; un disco de gas y polvo interestelar llamado disco de acreción; y dos chorros perpendiculares al disco de acreción. [192] [193]
Aunque se espera que se encuentren agujeros negros supermasivos en la mayoría de los AGN, sólo los núcleos de algunas galaxias se han estudiado más cuidadosamente en un intento de identificar y medir las masas reales de los candidatos a agujeros negros supermasivos centrales. Algunas de las galaxias más notables con candidatos a agujeros negros supermasivos incluyen la galaxia de Andrómeda , M32 , M87 , NGC 3115 , NGC 3377 , NGC 4258 , NGC 4889 , NGC 1277 , OJ 287 , APM 08279+5255 y la galaxia Sombrero . [194]
Actualmente se acepta ampliamente que el centro de casi todas las galaxias, no sólo las activas, contiene un agujero negro supermasivo. [195] La estrecha correlación observacional entre la masa de este agujero y la dispersión de la velocidad del bulbo de la galaxia anfitriona , conocida como relación M-sigma , sugiere fuertemente una conexión entre la formación del agujero negro y la de la propia galaxia. [196]
Otra forma de comprobar la naturaleza del agujero negro de un objeto es mediante la observación de los efectos causados por un fuerte campo gravitacional en sus proximidades. Uno de esos efectos es la lente gravitacional: la deformación del espacio-tiempo alrededor de un objeto masivo hace que los rayos de luz se desvíen, como la luz que pasa a través de una lente óptica . Se han realizado observaciones de lentes gravitacionales débiles, en las que los rayos de luz se desvían sólo unos pocos segundos de arco . La microlente ocurre cuando las fuentes no están resueltas y el observador ve un pequeño brillo. En enero de 2022, los astrónomos informaron de la primera posible detección de un evento de microlente en un agujero negro aislado. [197]
Otra posibilidad para observar las lentes gravitacionales de un agujero negro sería observar estrellas que orbitan alrededor del agujero negro. Hay varios candidatos para tal observación en órbita alrededor de Sagitario A* . [198]
La evidencia de la existencia de agujeros negros estelares se basa en gran medida en la existencia de un límite superior para la masa de una estrella de neutrones. El tamaño de este límite depende en gran medida de las suposiciones que se hagan sobre las propiedades de la materia densa. Nuevas fases exóticas de la materia podrían impulsar este límite. [182] Una fase de quarks libres a alta densidad podría permitir la existencia de estrellas de quarks densas, [199] y algunos modelos supersimétricos predicen la existencia de estrellas Q. [200] Algunas extensiones del modelo estándar postulan la existencia de preones como componentes fundamentales de quarks y leptones , que hipotéticamente podrían formar estrellas preónicas . [201] Estos modelos hipotéticos podrían explicar potencialmente una serie de observaciones de candidatos a agujeros negros estelares. Sin embargo, a partir de argumentos de la relatividad general se puede demostrar que cualquier objeto de este tipo tendrá una masa máxima. [182]
Dado que la densidad promedio de un agujero negro dentro de su radio de Schwarzschild es inversamente proporcional al cuadrado de su masa, los agujeros negros supermasivos son mucho menos densos que los agujeros negros estelares (la densidad promedio de un agujero negro de 108 M ☉ un agujero negro es comparable al del agua). [182] En consecuencia, la física de la materia que forma un agujero negro supermasivo se comprende mucho mejor y las posibles explicaciones alternativas para las observaciones de agujeros negros supermasivos son mucho más mundanas. Por ejemplo, un agujero negro supermasivo podría modelarse a partir de un gran grupo de objetos muy oscuros. Sin embargo, estas alternativas no suelen ser lo suficientemente estables como para explicar los candidatos a agujeros negros supermasivos. [182]
La evidencia de la existencia de agujeros negros estelares y supermasivos implica que para que no se formen, la relatividad general debe fracasar como teoría de la gravedad, tal vez debido a la aparición de correcciones de la mecánica cuántica . Una característica muy esperada de una teoría de la gravedad cuántica es que no incluirá singularidades ni horizontes de sucesos y, por tanto, los agujeros negros no serían artefactos reales. [202] Por ejemplo, en el modelo de bola de pelusa basado en la teoría de cuerdas , los estados individuales de una solución de agujero negro generalmente no tienen un horizonte de sucesos o singularidad, pero para un observador clásico/semiclásico el promedio estadístico de dichos estados parece justo como un agujero negro ordinario como se deduce de la relatividad general. [203]
Se ha conjeturado que algunos objetos teóricos coinciden con las observaciones de candidatos a agujeros negros astronómicos de manera idéntica o casi idéntica, pero que funcionan a través de un mecanismo diferente. Entre ellas se incluyen la gravastar , la estrella negra , [204] y la estrella de energía oscura . [205]
En 1971, Hawking demostró en condiciones generales [Nota 5] que el área total de los horizontes de sucesos de cualquier conjunto de agujeros negros clásicos nunca puede disminuir, incluso si chocan y se fusionan. [206] Este resultado, ahora conocido como la segunda ley de la mecánica de los agujeros negros , es notablemente similar a la segunda ley de la termodinámica , que establece que la entropía total de un sistema aislado nunca puede disminuir. Como ocurre con los objetos clásicos a temperatura del cero absoluto , se suponía que los agujeros negros tenían entropía cero. Si este fuera el caso, la segunda ley de la termodinámica sería violada por la entrada de materia cargada de entropía en un agujero negro, lo que resultaría en una disminución de la entropía total del universo. Por lo tanto, Bekenstein propuso que un agujero negro debería tener entropía y que debería ser proporcional al área de su horizonte. [207]
El vínculo con las leyes de la termodinámica se vio aún más reforzado por el descubrimiento de Hawking en 1974 de que la teoría cuántica de campos predice que un agujero negro irradia radiación de cuerpo negro a una temperatura constante. Esto aparentemente causa una violación de la segunda ley de la mecánica de los agujeros negros, ya que la radiación alejará la energía del agujero negro y hará que se encoja. Pero la radiación también arrastra entropía y se puede demostrar, basándose en supuestos generales, que la suma de la entropía de la materia que rodea un agujero negro y un cuarto de la superficie del horizonte, medida en unidades de Planck, en realidad siempre aumenta. Esto permite formular la primera ley de la mecánica de los agujeros negros como análoga a la primera ley de la termodinámica , donde la masa actúa como energía, la gravedad superficial como temperatura y el área como entropía. [207]
Una característica desconcertante es que la entropía de un agujero negro aumenta con su área y no con su volumen, ya que la entropía es normalmente una cantidad extensa que escala linealmente con el volumen del sistema. Esta extraña propiedad llevó a Gerard 't Hooft y Leonard Susskind a proponer el principio holográfico , que sugiere que cualquier cosa que suceda en un volumen de espacio-tiempo puede describirse mediante datos en los límites de ese volumen. [208]
Aunque se puede utilizar la relatividad general para realizar un cálculo semiclásico de la entropía de un agujero negro, esta situación es teóricamente insatisfactoria. En mecánica estadística , se entiende por entropía el recuento del número de configuraciones microscópicas de un sistema que tienen las mismas cualidades macroscópicas (como masa, carga, presión, etc.). Sin una teoría satisfactoria de la gravedad cuántica, no se puede realizar tal cálculo para los agujeros negros. Se han logrado algunos avances en varios enfoques de la gravedad cuántica. En 1995, Andrew Strominger y Cumrun Vafa demostraron que contar los microestados de un agujero negro supersimétrico específico en la teoría de cuerdas reproducía la entropía de Bekenstein-Hawking. [209] Desde entonces, se han informado resultados similares para diferentes agujeros negros tanto en la teoría de cuerdas como en otros enfoques de la gravedad cuántica como la gravedad cuántica de bucles . [210]
Otro enfoque prometedor consiste en tratar la gravedad como una teoría de campo eficaz . Primero se calculan las correcciones gravitacionales cuánticas al radio del horizonte de sucesos del agujero negro, luego se integra sobre él para encontrar las correcciones gravitacionales cuánticas a la entropía dada por la fórmula de Wald . El método fue aplicado para los agujeros negros de Schwarzschild por Calmet y Kuipers, [211] y luego Campos Delgado lo generalizó con éxito para agujeros negros cargados. [212]
¿Se pierde información física en los agujeros negros?
Debido a que un agujero negro tiene sólo unos pocos parámetros internos, la mayor parte de la información sobre la materia que participó en la formación del agujero negro se pierde. Independientemente del tipo de materia que entra en un agujero negro, parece que sólo se conserva la información relativa a la masa total, la carga y el momento angular. Mientras se pensaba que los agujeros negros persistían para siempre, esta pérdida de información no era tan problemática, ya que se puede pensar que la información existe dentro del agujero negro, inaccesible desde el exterior, pero representada en el horizonte de sucesos de acuerdo con el principio holográfico. Sin embargo, los agujeros negros se evaporan lentamente al emitir radiación de Hawking. Esta radiación no parece contener ninguna información adicional sobre la materia que formó el agujero negro, lo que significa que esta información parece haber desaparecido para siempre. [213]
La cuestión de si realmente se pierde información en los agujeros negros (la paradoja de la información de los agujeros negros ) ha dividido a la comunidad de la física teórica. En mecánica cuántica, la pérdida de información corresponde a la violación de una propiedad llamada unitaridad , y se ha argumentado que la pérdida de unitaridad también implicaría una violación de la conservación de la energía, [214] aunque esto también ha sido cuestionado. [215] En los últimos años se ha ido acumulando evidencia de que, de hecho, la información y la unitaridad se preservan en un tratamiento gravitacional cuántico completo del problema. [216]
Un intento de resolver la paradoja de la información de los agujeros negros se conoce como complementariedad de los agujeros negros . En 2012, se introdujo la " paradoja del cortafuegos " con el objetivo de demostrar que la complementariedad de los agujeros negros no resuelve la paradoja de la información. Según la teoría cuántica de campos en el espacio-tiempo curvo , una única emisión de radiación de Hawking implica dos partículas entrelazadas entre sí. La partícula saliente escapa y se emite como un cuanto de radiación de Hawking; la partícula que cae es tragada por el agujero negro. Supongamos que un agujero negro se formó en un tiempo finito en el pasado y se evaporará por completo en algún tiempo finito en el futuro. Entonces, emitirá sólo una cantidad finita de información codificada dentro de su radiación Hawking. Según investigaciones de físicos como Don Page [217] [218] y Leonard Susskind, eventualmente llegará un momento en el que una partícula saliente deberá entrelazarse con toda la radiación de Hawking que el agujero negro ha emitido previamente. Esto aparentemente crea una paradoja: un principio llamado " monogamia de entrelazamiento " requiere que, como cualquier sistema cuántico, la partícula saliente no pueda entrelazarse completamente con otros dos sistemas al mismo tiempo; sin embargo, aquí la partícula que sale parece estar entrelazada tanto con la partícula que cae como, independientemente, con la radiación de Hawking pasada. [219] Para resolver esta contradicción, los físicos pueden eventualmente verse obligados a renunciar a uno de los tres principios probados en el tiempo: el principio de equivalencia de Einstein, la unitaridad o la teoría cuántica de campos local. Una posible solución, que viola el principio de equivalencia, es que un "cortafuegos" destruya las partículas entrantes en el horizonte de sucesos. [220] En general, sigue siendo un tema de debate cuál de estos supuestos, si alguno, debería abandonarse. [215]
{{cite book}}: |journal=ignorado ( ayuda )La primera conclusión fue la versión newtoniana de que la luz no escapa; la segunda era una descripción relativista semiexacta; y la tercera era la típica hipérbole eddingtoniana ... cuando una estrella es tan pequeña como la circunferencia crítica, la curvatura es fuerte pero no infinita, y el espacio definitivamente no está envuelto alrededor de la estrella. Puede que Eddington lo supiera, pero su descripción era una buena historia y capturaba de una manera caprichosa el espíritu de la curvatura del espacio-tiempo de Schwarzschild".
Parece que la etiqueta de "agujero negro" también se mencionó en enero de 1964 en Cleveland, en una reunión de la Asociación Americana para el Avance de la Ciencia.
La reportera de Science News Letter, Ann Ewing, informó sobre esa reunión, describiendo cómo un campo gravitacional intenso podría causar que una estrella colapse sobre sí misma.
"Una estrella así forma entonces un 'agujero negro' en el universo", escribió Ewing.
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