Estrellas de neutrones y agujeros negros

Un año después de que Einstein formulara su teoría de relatividad general, el astrofísico Karl Schwarzschild calculó cómo se curva el espacio-tiempo alrededor de una estrella esféricamente simétrica. Aunque no se comprendió bien en aquel momento, si el cálculo de Schwarzschild se extrapola a un objeto extremadamente compacto, la curvatura del espacio-tiempo es tan grande que, estando suficientemente cerca, es imposible escapar de su atracción gravitacional. Estos objetos, que por muchos años fueron una mera curiosidad matemática, fueron bautizados como “agujeros negros” en la década del 60.

Existe un análogo newtoniano que, aunque no riguroso, ilustra la situación: la velocidad de escape para un objeto cualquiera lanzado verticalmente desde la superficie de una estrella o planeta de masa M y radio R es, de acuerdo con la física clásica . En 1783, George Mitchel observó para una estrella suficientemente densa la velocidad de escape podría ser mayor que la de la luz, y en consecuencia no podríamos verla. Sería una “estrella negra”.

El interés de físicos y astrónomos por los agujeros negros surgió al estudiar detalladamente la evolución de las estrellas. En estrellas como el Sol, la masa gaseosa que la compone se mantiene en equilibrio debido a un balance entre la atracción gravitacional, que tiende a comprimir la estrella, y la presión producida por las reacciones de fusión nuclear que se producen en su interior. El combustible de una estrella indefectiblemente se acaba y, dependiendo de la masa de la estrella, su destino final puede ser muy diverso.

Por ejemplo, se espera que el Sol se convierta en una gigante roja cuando agote su hidrógeno y comience a fusionar elementos más pesados. Cuando las reacciones nucleares se terminen, se convertirá en una enana blanca. De acuerdo con las teorías actualmente aceptadas, este es el destino de las estrellas cuya masa es menor a 1.44 veces la masa del Sol. Si la masa de una estrella es mayor, al acabarse el combustible se produce una gran explosión (supernova), en la que una parte importante de la materia es lanzada hacia el cosmos, y otra parte queda comprimida en una estrella extremadamente densa, que puede pensarse como un núcleo atómico gigantesco. Estas estrellas de neutrones tienen masas menores a 3 masas solares, pero un radio de solamente decenas de kilómetros. Si la masa remanente de una supernova es mayor a tres masas solares, la atracción gravitacional es tan intensa que la estrella no soporta su propio peso y colapsa formando un agujero negro.

Hasta aquí la “teoría”. Se observa efectivamente que las enanas blancas tienen masas menores a 1.44 masas solares. También se han observado desde la antigüedad numerosas supernovas. Finalmente, gracias a la radioastronomía se han descubierto los pulsares, que son objetos estelares que emiten pulsos de ondas de radio a intervalos regulares, desde unos pocos segundos hasta varios milisegundos. Esta emisión puede explicarse suponiendo que dicho objeto es una estrella de neutrones que gira rápidamente sobre su eje. Debido a que estas estrellas tienen momento dipolar magnético, al girar deben emitir ondas electromagnéticas, tal como se observa en los pulsares. Dada la abrumadora evidencia en favor de los resultados teóricos relacionados con los astros que son directamente observables, es razonable suponer que los agujeros negros también deben existir.

¿Cómo se puede detectar la presencia de un agujero negro?
Por sus efectos gravitacionales. Consideremos por ejemplo un sistema de estrellas binarias, en el que sólo una de las estrellas emite luz visible. A través del efecto Doppler en las líneas espectrales observadas es posible conocer las características de su órbita¹ , y estimar la masa de su compañera “oscura”. Si esta estimación da como resultado una masa mayor a 3 masas solares, desde el punto de vista teórico no quedan alternativas simples y razonables: el objeto oscuro debe ser un agujero negro. Hay otras señales que pueden tenerse en cuenta: debido al intenso campo gravitacional, el agujero negro absorbe materia de su vecina. Dicha materia, al caer hacia el agujero negro, debería emitir grandes cantidades de radiación X.

En la década de 1970 se observó el primer sistema binario con estas características, Cygnus X1, una fuente de rayos X en la constelación de Cygnus, acompañada de una estrella visible supergigante. A lo largo de los años hubo debates acerca de si Cygnus X1 albergaba un agujero negro o no. Estos debates pueden ilustrarse con la conocida anécdota de una apuesta entre los famosos físicos Stephen Hawking (por el no) y Kip Thorne (por el sí). Hawking aceptó haber perdido la apuesta a principios de la década del 90. En la actualidad es mayoritariamente aceptado que Cygnus X1 contiene un agujero negro, aunque el sistema se sigue observando y modelando teóricamente en forma exhaustiva. Hay una decena de sistemas binarios para los cuales la evidencia a favor de los agujeros negros es aún mayor que para Cygnus X1.

Existen también evidencias de que hay agujeros negros supermasivos en los centros de muchas galaxias, incluso en la Vía Láctea. Estos agujeros negros tendrían masas de hasta miles de millones de masas solares. Desde el punto de vista teórico, los agujeros negros supermasivos pueden formarse de diversas maneras: por el colapso gravitacional de una gigantesca nube de polvo, o por la formación de un agujero negro estelar que fue succionando materia a lo largo de millones de años. Las evidencias observacionales nuevamente provienen de la combinación de las diversas maneras de observar el cielo: de observaciones ópticas y de radioastronomía puede inferirse un aumento en las velocidades típicas de las estrellas y de las nubes de gas en el centro de la galaxia, producidas por un objeto extremadamente masivo. Si además la región en cuestión es una fuente de rayos X, esta puede interpretarse como debida a la acreción de materia por el mismo objeto masivo. Todas estas observaciones sugieren la existencia de un agujero negro en el centro de la galaxia.

Región central de la Vía Lactea, vista desde el satélite Chandra. El punto brillante central fue una intensa y breve emisión de rayos X, producida por material que cayó en el agujero negro Sagitario A

Para el caso de la Vía Láctea, en los últimos años ha habido progresos notables que tienden a confirmar la existencia de un agujero negro en su centro (Sagitario A), con una masa estimada en unas tres millones de masas solares. Se ha logrado observar detalladamente las trayectorias de estrellas girando en las cercanías de Sagitario A. A partir del estudio de estas órbitas, se pudo estimar con bastante precisión la posición y masa del agujero negro. En un trabajo de noviembre de 2005 se estimó que el tamaño del agujero negro es similar al de la órbita de la Tierra alrededor del Sol, y su masa de unas cuatro millones de masas solares (más masivo y más compacto que lo que sugerían estimaciones previas).