¿Qué es un agujero negro?

Roger Penrose

Fragmento

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Consideremos primero lo que nos dice la teoría de los agujeros negros sobre el destino final de nuestro Sol. El Sol lleva existiendo desde hace unos cinco mil millones de años. Dentro de otros 5 o 6 mil millones de años empezará a expandirse en tamaño, hinchándose inexorablemente hasta que su superficie alcance la órbita de la Tierra. Entonces se habrá convertido en un tipo de estrella conocido como una gigante roja. Muchas gigantes rojas se pueden observar en otros lugares del cielo, siendo dos de las más conocidas Aldebarán en Tauro y Betelgeuse en Orión. Mientras su superficie esté expandiéndose, en su mismo núcleo habrá una pequeña concentración de materia excepcionalmente densa que crece continuamente. Este núcleo denso tendrá la naturaleza de una estrella enana blanca (Fig. 7.12).

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Fig. 7.12. Una estrella gigante roja con un núcleo de enana blanca.

Las estrellas enanas blancas, propiamente dichas, son auténticas estrellas cuyo material está concentrado a una densidad tan extremadamente alta que una bola de ping pong llena de este material pesaría ¡varios cientos de toneladas! Estas estrellas se observan en el cielo en número bastante considerable: quizá un 10% de las estrellas de nuestra Vía Láctea sean enanas blancas. La enana blanca más famosa es la compañera de Sirio, cuya alarmantemente alta densidad supuso un gran enigma observacional para los astrónomos de principios de este siglo. Con el paso del tiempo, sin embargo, esta misma estrella proporcionó una maravillosa confirmación de una teoría física (debida originalmente a R. H. Fowler, alrededor de 1926) según la cual algunas estrellas podrían tener tan alta densidad y se mantendrían por «presión de degeneración electrónica», lo que quiere decir que es el principio mecano-cuántico de exclusión de Pauli, aplicado a los electrones, el que impediría que la estrella colapsara gravitatoriamente hacia dentro.

Toda gigante roja tendrá una enana blanca en su núcleo central, y este núcleo estará absorbiendo continuamente material del cuerpo principal de la estrella. Finalmente, la gigante roja será consumida, completamente por este núcleo parásito y todo lo que queda es una auténtica enana blanca, de un tamaño similar al de la Tierra. Se espera que nuestro Sol existirá como gigante roja durante «solo» unos pocos miles de millones de años. Después de eso, en su última encarnación «visible» —como un rescoldo de enana blanca que se enfría y agoniza lentamente(1)— el Sol persistirá durante unos pocos miles de millones de años más hasta llegar finalmente a una oscuridad total como una invisible enana negra.

No todas las estrellas compartirán el destino del Sol. Para algunas su sino es mucho más violento, y su destino está decidido por lo que se conoce como el límite de Chandrasekhar: el máximo valor posible para la masa de una estrella enana blanca. Según un cálculo realizado en 1929 por Subrahmanyan Chandrasekhar, las enanas blancas no pueden existir si sus masas son de más de aproximadamente una vez y media la masa del Sol. (Cuando hizo este cálculo, viajando en barco desde la India a Inglaterra, él era un joven indio que se preparaba para ser investigador.) El cálculo fue repetido independientemente por el ruso Lev Landau hacia 1930. El valor moderno algo refinado para el límite de Chandrasekhar es de aproximadamente

1.4 MImagen

donde MImagen es la masa del Sol, es decir MImagen = una masa solar.

Nótese que el límite de Chandrasekhar no es mucho mayor que la masa del Sol, mientras que se conocen muchas estrellas ordinarias cuya masa es considerablemente mayor que este valor. ¿Cuál sería el destino final de una estrella de masa 2MImagen, por ejemplo? De nuevo, según la teoría establecida, la estrella se hincharía hasta hacerse una gigante roja y su núcleo de tipo enana blanca adquiriría masa lentamente igual que antes. Sin embargo, en algún momento crítico el núcleo alcanzará el límite de Chandrasekhar y el principio de exclusión de Pauli será insuficiente para mantenerla contra las enormes presiones inducidas por la gravitación.[1] En este punto, o próximo a él, el núcleo colapsa catastróficamente hacia dentro y las temperaturas y presiones se incrementan enormemente. Se producen violentas reacciones nucleares y una enorme cantidad de energía se libera del núcleo en forma de neutrinos. Estos calientan las regiones más externas de la estrella, que habían estado colapsando hacia dentro, y se produce una extraordinaria explosión. ¡La estrella se ha transformado en una supernova!

¿Qué sucede entonces con el núcleo que aún sigue colapsando? La teoría nos dice que alcanza densidades enormemente más grandes incluso que las densidades alarmantemente altas que se daban en el interior de una enana blanca. El núcleo puede estabilizarse como una estrella de neutrones, en donde ahora es la presión de degeneración neutrónica —esto es, el principio de Pauli aplicado a los neutrones— la que mantiene a la estrell

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