Descubrir un agujero negro tiene premio

El premio Nobel de Física reconoce este año a tres pioneros de la ciencia de agujeros negros: un físico teórico y dos astrofísicos que nos ayudaron a convencernos de que los agujeros negros son una realidad.

Esta icónica imagen muestra la “sombra” del agujero negro que hay en el centro de la galaxia M87, una sombra tan grande que el Sistema Solar (hasta Neptuno) cabría mil veces en su interior. Ninguna imagen captura como ésta hasta qué punto los agujeros negros se han vuelto “reales” en los últimos años.
Esta icónica imagen muestra la “sombra” del agujero negro que hay en el centro de la galaxia M87, una sombra tan grande que el Sistema Solar (hasta Neptuno) cabría mil veces en su interior. Ninguna imagen captura como ésta hasta qué punto los agujeros negros se han vuelto “reales” en los últimos años.Event Horizon Telescope

El siglo XXI está siendo la época dorada de los agujeros negros. Los observatorios de ondas gravitacionales detectan varias parejas cada mes, y el año pasado la primera imagen de la “sombra” de un agujero negro ocupó las portadas de todos los periódicos. El Comité Nobel es muy consciente del signo de los tiempos, y seguramente eso habrá jugado un papel en que ayer concediese el galardón del año 2020 a Roger Penrose, el físico teórico que nos convenció de que los agujeros negros existen, y a Reinhard Genzel y Andrea Ghez, los astrofísicos que demostraron que el centro de la Vía Láctea alberga un gran agujero negro con la masa de cuatro millones de soles.

Un inicio dubitativo

Los agujeros negros no siempre gozaron de esta buena fama. El propio Einstein dudaba de su existencia, y otros físicos nada menores pensaban que eran artefactos de las ecuaciones que nunca se darían en el mundo real. La razón es sencilla: no nos terminábamos de creer las matemáticas. Las ecuaciones nos describían una región del espacio “cerrada sobre sí misma”: una región donde era posible entrar pero no era posible salir. La explicación que nos daban las ecuaciones era que la gravedad había deformado tanto esa región del espacio que, literalmente, no había caminos para salir: una vez dentro todas las trayectorias llevan hacia el centro.

Por si eso fuera poco, las ecuaciones nos decían algo más: esa región del espacio a la que llamamos “agujero negro” está esencialmente vacía. Como todo cae hacia el centro, cualquier cosa que entra se acumula en un punto central de densidad infinita y gravedad infinita: la singularidad; el resto está totalmente vacío. Como a los físicos les disgusta bastante la noción de infinito, muchos pensaban que la singularidad era un engaño, un espejismo que nos proponían las matemáticas y que no debíamos comprar. Sin duda en la naturaleza no había singularidades, y por lo tanto tampoco agujeros negros.

Un esquema de la estructura interna de un agujero negro, que es extremadamente simple: se trata de una región del espacio (negro) separada del exterior por una línea imaginaria llamada horizonte de sucesos (rojo). La masa y la energía dentro del agujero negro se concentran en un punto central, la singularidad (azul); el resto es espacio vacío, pero con una peculiaridad: en ese espacio sólo es posible moverse hacia la singularidad. Las ecuaciones nos explican el porqué de este movimiento obligatorio: en el interior del agujero negro la dirección que conduce a la singularidad es el tiempo. Es decir, aunque no hagamos nada ya nos estamos moviendo hacia la singularidad. En realidad esto no es tan raro: en el exterior podemos movernos libremente en las tres dimensiones del espacio, pero no en el tiempo. El tiempo es una “dirección” en la que sólo es posible moverse hacia delante. Lo que ocurre dentro del agujero negro es que la gravedad ha intercambiado el tiempo y el espacio, y por eso en ese espacio interior no podemos evitar caer hacia la singularidad.
Un esquema de la estructura interna de un agujero negro, que es extremadamente simple: se trata de una región del espacio (negro) separada del exterior por una línea imaginaria llamada horizonte de sucesos (rojo). La masa y la energía dentro del agujero negro se concentran en un punto central, la singularidad (azul); el resto es espacio vacío, pero con una peculiaridad: en ese espacio sólo es posible moverse hacia la singularidad. Las ecuaciones nos explican el porqué de este movimiento obligatorio: en el interior del agujero negro la dirección que conduce a la singularidad es el tiempo. Es decir, aunque no hagamos nada ya nos estamos moviendo hacia la singularidad. En realidad esto no es tan raro: en el exterior podemos movernos libremente en las tres dimensiones del espacio, pero no en el tiempo. El tiempo es una “dirección” en la que sólo es posible moverse hacia delante. Lo que ocurre dentro del agujero negro es que la gravedad ha intercambiado el tiempo y el espacio, y por eso en ese espacio interior no podemos evitar caer hacia la singularidad.Real Academia Sueca de las Ciencias

Eso pensaban muchos hasta que en los años 60 un físico de treinta y pico años revisó lo que sabíamos sobre las singularidades. Ese físico era Roger Penrose, y con él la revolución estaba a punto de empezar.

Inventando un nuevo lenguaje

Uno de los grandes problemas que teníamos con las matemáticas de los agujeros negros es que no sabíamos si las singularidades eran posibles en condiciones realistas. Las ecuaciones de Einstein del campo gravitatorio son muy complejas, y las soluciones que hasta entonces se habían encontrado suponían unas condiciones muy idealizadas: la materia, por ejemplo, había de concentrarse en una esfera perfecta de densidad uniforme. Bajo esas condiciones teníamos singularidad y teníamos agujero negro. Pero en la realidad, en la que nada es homogéneo y nada es una esfera perfecta ¿sucedería lo mismo? Era plausible pensar que en condiciones más turbulentas la materia no se concentraría en un solo punto. Quizá formaría remolinos complicados en el interior del objeto, o quizá incluso rebotase y saliera despedida hacia fuera. ¿Eran los agujeros negros un estado físico realista, o eran más bien una consecuencia de las condiciones que habíamos impuesto?

Para responder a esta pregunta Penrose hubo de inventar un lenguaje nuevo con el que interrogar a las ecuaciones de Einstein. Diseñó el concepto de superficie atrapada, que es una superficie que emite rayos de luz de forma que todos terminan convergiendo en un punto. Un ejemplo sencillo sería una superficie esférica que emitiera luz hacia dentro: todos los rayos terminarían convergiendo en el centro de la esfera. Las superficies atrapadas de Penrose siguen esta misma lógica, pero los rayos deben converger incluso aunque se emitan hacia fuera. Esto ocurre en el interior de los agujeros negros, porque aunque la luz intente salir termina “dando la vuelta” y cayendo hacia el centro.

Armado con este nuevo concepto, Penrose procedió a demostrar dos resultados. El primero, que las superficies atrapadas aparecían de forma natural cuando mucha materia se concentra en un espacio pequeño. El segundo, que en el momento en que se forma una superficie atrapada la relatividad general exige que se forme una singularidad, y que esto ocurre aunque la superficie no sea una esfera perfecta. Así pues, aunque haya turbulencias, aunque las condiciones no sean ideales, la singularidad va a estar ahí. No hay manera de quitársela de encima, y es más: tratar de quitársela de encima es lo mismo que decir que la relatividad general está mal.

Este diagrama explica cómo se produce el colapso de la materia de una estrella (color salmón) a un agujero negro (color negro). El tiempo fuera del agujero negro corre de abajo a arriba, como indica la flecha de la izquierda. La materia, atraída por su propia gravedad, va ocupando un espacio cada vez más pequeño hasta que se forma un horizonte de sucesos (rojo) y una superficie atrapada (blanco). A partir de ese momento ya es imposible evitar que la materia caiga a la singularidad recién formada (azul). El tamaño del agujero negro, como podemos ver, crece a medida que más materia cae a la singularidad. Los pequeños conos de color amarillo nos indican los posibles movimientos futuros de partículas situadas en diferentes puntos del espacio (cualquier movimiento fuera de ese cono requeriría una velocidad mayor que la velocidad de la luz). Como vemos, en el exterior del agujero negro el futuro se extiende siempre hacia arriba, en la dirección en la que corre el tiempo. Uno de los efectos de la gravedad es “inclinar” los conos del futuro, como podemos ver con el que está muy cerca de la estrella, en la parte inferior. Dentro del agujero negro esta inclinación es tan severa que los conos están directamente tumbados, y apuntan sólo hacia dentro. Es por eso que dentro del agujero negro el mero paso del tiempo nos acerca a la singularidad.
Este diagrama explica cómo se produce el colapso de la materia de una estrella (color salmón) a un agujero negro (color negro). El tiempo fuera del agujero negro corre de abajo a arriba, como indica la flecha de la izquierda. La materia, atraída por su propia gravedad, va ocupando un espacio cada vez más pequeño hasta que se forma un horizonte de sucesos (rojo) y una superficie atrapada (blanco). A partir de ese momento ya es imposible evitar que la materia caiga a la singularidad recién formada (azul). El tamaño del agujero negro, como podemos ver, crece a medida que más materia cae a la singularidad. Los pequeños conos de color amarillo nos indican los posibles movimientos futuros de partículas situadas en diferentes puntos del espacio (cualquier movimiento fuera de ese cono requeriría una velocidad mayor que la velocidad de la luz). Como vemos, en el exterior del agujero negro el futuro se extiende siempre hacia arriba, en la dirección en la que corre el tiempo. Uno de los efectos de la gravedad es “inclinar” los conos del futuro, como podemos ver con el que está muy cerca de la estrella, en la parte inferior. Dentro del agujero negro esta inclinación es tan severa que los conos están directamente tumbados, y apuntan sólo hacia dentro. Es por eso que dentro del agujero negro el mero paso del tiempo nos acerca a la singularidad.Real Academia Sueca de las Ciencias

El resultado de Penrose resonó como un aldabonazo en la comunidad de la física teórica. De repente los agujeros negros ya no parecían una excentricidad teórica. Seguían siendo verdaderamente extraños, pero ya no parecía que pudiéramos seguir ignorándolos.

El espacio-tiempo, a un golpe de vista

Pero ésa no fue la única aportación de Penrose a nuestro conocimiento de la gravedad y la relatividad general. Otra, quizá más impresionante aún, son los diagramas conformes, o como se los suele llamar hoy, diagramas de Penrose. Son una representación visual de la evolución de un espacio-tiempo, desde un tiempo infinitamente distante en el pasado hasta un tiempo infinitamente distante en el futuro. Y todo eso condensado en un cuadrado, para que de un golpe de vista podamos ver todo lo que ha ocurrido y todo lo que ocurrirá.

Un ejemplo de diagrama de Penrose, en concreto el más sencillo: el correspondiente a un universo vacío. El tiempo progresa desde abajo hacia arriba, y el espacio se extiende de izquierda a derecha. El vértice inferior del diagrama es el pasado remoto para los objetos con masa, como nosotros, y el vértice superior es su futuro remoto. Para los rayos de luz, en cambio, el pasado remoto son los dos lados inferiores del cuadrado y el futuro remoto son los dos lados superiores. Un rayo de luz que se origina en el lado inferior izquierdo sólo puede progresar hacia el lado superior derecho, y viceversa.
Un ejemplo de diagrama de Penrose, en concreto el más sencillo: el correspondiente a un universo vacío. El tiempo progresa desde abajo hacia arriba, y el espacio se extiende de izquierda a derecha. El vértice inferior del diagrama es el pasado remoto para los objetos con masa, como nosotros, y el vértice superior es su futuro remoto. Para los rayos de luz, en cambio, el pasado remoto son los dos lados inferiores del cuadrado y el futuro remoto son los dos lados superiores. Un rayo de luz que se origina en el lado inferior izquierdo sólo puede progresar hacia el lado superior derecho, y viceversa.Fred the Oyster (Wikimedia)

En los diagramas de Penrose el tiempo fluye desde la mitad inferior del cuadrado a la mitad superior. Los objetos con masa, como nosotros, nos movemos desde la esquina inferior del cuadrado, el “infinito del pasado” a la esquina superior, el “infinito del futuro”. Según la velocidad que llevemos o las aceleraciones a las que estemos sometidos recorreremos unas curvas u otras, pero el pasado distante y el futuro distante, para nosotros, están fijados en esos puntos. Entre esos puntos se despliega el cuadrado que representa el espacio-tiempo, con el tiempo como dirección vertical y el espacio como dimensión horizontal (para eso hemos tenido que simplificar el espacio a una sola dimensión, pero en muchos casos no nos perdemos nada muy interesante por hacerlo).

Un aspecto maravilloso de los diagramas de Penrose es que en ellos la luz no se mueve como nosotros. Los rayos de luz tienen su “pasado distante” en los lados de abajo del cuadrado, y su “futuro distante” en los lados de arriba. Esto es interesante por dos razones: en primer lugar, porque deja claro que la luz y los objetos con masa tienen movimientos diferentes. La luz sólo puede moverse a la velocidad de la luz, ni más rápido ni más lento, y no hay ningún observador que pueda acompañarla en su movimiento. Los objetos con masa, en cambio, podemos estar parados, podemos acelerar y podemos frenarnos, y siempre hay un observador que puede hacer las mismas cosas que nosotros hacemos. En un diagrama de Penrose esto es tan evidente como que seguimos trayectorias totalmente distintas, e incluso tenemos un pasado y un futuro diferentes.

Ejemplo de cómo se visualiza la estructura causal en un diagrama de Penrose. Nosotros estamos situados en algún punto del espacio-tiempo, y sobre ese punto convergen dos rayos de luz (líneas negras). Esos rayos nos marcan la región que podremos alcanzar en el futuro (verde), la región de la que podemos haber venido en el pasado (azul) y la región con la que no podemos interaccionar (rojo) porque sería necesario moverse más rápido que la luz.
Ejemplo de cómo se visualiza la estructura causal en un diagrama de Penrose. Nosotros estamos situados en algún punto del espacio-tiempo, y sobre ese punto convergen dos rayos de luz (líneas negras). Esos rayos nos marcan la región que podremos alcanzar en el futuro (verde), la región de la que podemos haber venido en el pasado (azul) y la región con la que no podemos interaccionar (rojo) porque sería necesario moverse más rápido que la luz.Alberto Aparici

La segunda razón por la que esto es interesante es que en cada punto del diagrama de Penrose siempre convergen dos rayos de luz: uno que se mueve de “abajo a la izquierda” a “arriba a la derecha” y otro que va de “abajo a la derecha” a “arriba a la izquierda”. Esos dos rayos separan el espacio-tiempo en varias secciones: arriba queda el cono del futuro posible, los puntos del espacio-tiempo por los que tal vez podremos movernos, si somos capaces de acelerar lo suficiente. Abajo queda el cono del pasado posible, los puntos desde los que podemos haber venido. A la derecha y a la izquierda, en cambio, se extiende el espacio-tiempo acausal, las regiones a las que nunca podremos ir porque necesitaríamos viajar más rápido que la luz. En un diagrama de Penrose la localización de estas regiones es inmediata, casi trivial, gracias a que hemos desplegado el espacio-tiempo de una forma que hace evidentes estas relaciones.

Los diagramas de Penrose se han convertido en una herramienta imprescindible para entender las propiedades del espacio-tiempo. En ellos se puede representar la formación de un agujero negro, la presencia de una singularidad o la posiblidad de que un agujero de gusano conecte dos regiones del espacio. Son ya parte del acervo que todo estudiante de relatividad debe aprender.

Diagrama de Penrose en el que se representa el colapso de una estrella la formación de un agujero negro, de forma análoga a la figura que vimos antes. La materia de la estrella está representada en color naranja, el agujero negro en color negro, el horizonte de sucesos en rojo y la singularidad en azul. El tiempo progresa de abajo a arriba, y se ha omitido la mitad izquierda del diagrama porque es idéntica a ésta que estamos viendo.
Diagrama de Penrose en el que se representa el colapso de una estrella la formación de un agujero negro, de forma análoga a la figura que vimos antes. La materia de la estrella está representada en color naranja, el agujero negro en color negro, el horizonte de sucesos en rojo y la singularidad en azul. El tiempo progresa de abajo a arriba, y se ha omitido la mitad izquierda del diagrama porque es idéntica a ésta que estamos viendo.Real Academia Sueca de las Ciencias

Una luz distante

Pasaron los años. Durante las décadas de 1960 y 1970 ni los físicos teóricos ni los astrofísicos estuvieron desocupados. Entre los primeros, figuras como Bekenstein o Hawking nos descubrieron nuevas facetas de los agujeros negros y de la física que rige su comportamiento. Entre los segundos se había iniciado una carrera por descubrir objetos candidatos a ser agujeros negros, y por demostrar que se trataba de agujeros negros y no de otra cosa.

Uno de esos candidatos llamaba especialmente la atención: los cuásares. Se trataba de objetos muy lejanos, situados a miles de millones de años luz, pero que veíamos como una estrellita modesta de nuestra galaxia. Eso quería decir que eran extremadamente brillantes. Tan brillantes que sus masas habrían de ser equivalentes a millones de soles, o de lo contrario la propia luz que emitían los destruiría. Cuando, además, se midió el tamaño de algunos cuásares se vio que eran realmente pequeños. No era razonable que fueran un millón de estrellas hacinadas en un espacio minúsculo. Tenían que ser otra cosa.

Así nació la idea de que algunas galaxias tienen en su centro agujeros negros monstruosos, mucho más grandes que nada que hubiéramos imaginado antes. Se los llamó, muy sensatamente, agujeros negros supermasivos. La idea era que estos leviatanes cósmicos atraerían materia de sus alrededores, y a medida que ésta se arremolinaba a su alrededor se calentaría a temperaturas altísimas, produciendo la emisión del cuásar.

Dos imágenes del cuásar 3C 273, situado en la constelación de Virgo, tomadas por el Telescopio Espacial Hubble. En la imagen de la izquierda podemos ver que, a primera vista, el objeto tiene apariencia de estrella. En la imagen de la derecha se ha utilizado una pequeña pantalla para bloquear la luz del cuásar, y eso nos permite ver la galaxia que lo rodea. En ambas imágenes (abajo a la izquierda) se aprecia un chorro brillante de materia, expulsado del centro de la galaxia por el campo magnético del cuásar.
Dos imágenes del cuásar 3C 273, situado en la constelación de Virgo, tomadas por el Telescopio Espacial Hubble. En la imagen de la izquierda podemos ver que, a primera vista, el objeto tiene apariencia de estrella. En la imagen de la derecha se ha utilizado una pequeña pantalla para bloquear la luz del cuásar, y eso nos permite ver la galaxia que lo rodea. En ambas imágenes (abajo a la izquierda) se aprecia un chorro brillante de materia, expulsado del centro de la galaxia por el campo magnético del cuásar.NASA

Sin embargo, nadie había podido ver de cerca uno de estos objetos, así que teníamos una idea sensata, que podía ser cierta, pero no podíamos garantizar que se tratara de agujeros negros. Esto es lo que lograron Andrea Ghez y Reinhard Genzel en la década de 1990.

Un monstruo cerca de casa

Estos dos grupos, uno en Estados Unidos y otro en Alemania, se fijaron en un objeto que ocupa el centro de nuestra galaxia y emite fuertemente en ondas de radio, además de sufrir episodios de violenta emisión de rayos X. El objeto se llama Sagitario A* (pronunciado “sagitario a estrella”) y, presuntamente, sería el agujero negro supermasivo de la Vía Láctea.

Imagen en rayos X del centro de nuestra galaxia, en la que podemos ver a Sagitario A* como una fuente muy brillante. La imagen fue tomada en el año 2014 por el Telescopio Espacial Chandra.
Imagen en rayos X del centro de nuestra galaxia, en la que podemos ver a Sagitario A* como una fuente muy brillante. La imagen fue tomada en el año 2014 por el Telescopio Espacial Chandra.NASA

Este objeto era demasiado pequeño para verlo directamente. Había estimaciones de su masa, y límites para su tamaño, que sabíamos que no podía ser muy grande. Pero la pregunta era cómo se podía demostrar que se trataba de un agujero negro, y no de un montón de estrellas que habían decidido reunirse en un espacio extremadamente compacto. Al fin y al cabo, sabíamos que el centro de nuestra galaxia está lleno de estrellas, hasta el punto de que algunas de ellas giraban en torno a Sagitario A*, como si de planetas se tratara.

La solución que encontraron Ghez y Genzel fue precisamente usar esas estrellas como sonda para “biopsiar” las cercanías de Sagitario A*. Nuestros instrumentos no eran capaces de darnos buenas imágenes de esas cercanías, pero las estrellas estaban moviéndose por ellas, así que quizá podríamos “leer” en las estrellas lo que no podíamos leer en nuestros instrumentos. La idea era que si Sagitario A* era un agujero negro su gravedad estaría concentrada en un solo punto, la singularidad, mientras que si se trataba de un cúmulo de estrellas la gravedad estaría repartida por todo el volumen del cúmulo.

El ballet de las estrellas

Esto era más fácil de decir que de hacer. Las estrellas estaban ahí, pero entre ellas y nosotros hay grandes nubes de polvo que absorben su luz y las hacen difíciles de observar. Además, la mayoría de esas estrellas tardan décadas en dar una vuelta a Sagitario A*, y los datos son de mejor calidad si podemos observar una fracción significativa de la órbita. Siguieron años de refinar los instrumentos y las técnicas de observación, para hacer cada vez más nítidas las imágenes de las estrellas. A finales de la década de 1990 los datos provenientes de la observación de una decena de estrellas ya apuntaban a que la masa de Sagitario A* parecía concentrada en un volumen muy pequeño, quizá un punto.

A principios de los 2000 aparecieron técnicas que permitían cartografiar la órbita de estrellas individuales, y entonces comenzó el asalto final. Se localizó una estrella que tardaba sólo 16 años en rodear a Sagitario A*: ella sería la elegida para decirnos cuál era la verdadera naturaleza del objeto central de nuestra galaxia.

Movimiento de la estrella S2 alrededor de Sagitario A* a lo largo de 18 años, de 1992 a 2010. Las cruces grises en torno a Sagitario A* son erupciones detectadas en el infrarrojo que nos acotan la posición del objeto y nos informan de su movimiento y tamaño máximo.
Movimiento de la estrella S2 alrededor de Sagitario A* a lo largo de 18 años, de 1992 a 2010. Las cruces grises en torno a Sagitario A* son erupciones detectadas en el infrarrojo que nos acotan la posición del objeto y nos informan de su movimiento y tamaño máximo.Genzel et al. (Reviews of Modern Physics)

El nombre de esta estrella es S2 o S0-2 (cada grupo le dio un nombre diferente, y es casualidad que ambos tengan un 2), y pronto hubo datos suficientes para afirmar que Sagitario A* no se parecía en absoluto a un cúmulo de estrellas. Al contrario, el movimiento de S2 era el esperado si toda la masa se concentraba en un punto. La órbita de la estrella permitía, incluso, medir la masa de ese punto: cuatro millones de veces una estrella como el Sol. Las dudas se se terminaron de disipar: estábamos ante el primer agujero negro supermasivo confirmado. Corría el año 2008, y estos dos grupos de astrofísicos habían hecho historia.

Los trabajos de Penrose, Genzel y Ghez son exactamente lo que se espera de un premio Nobel. Fueron fundamentales para establecer nuevo conocimiento en una época en que había muchas más dudas que certezas. Ayudaron a establecer los agujeros negros como una realidad científica y lograron superar muchas barreras, pero sobre todo una muy pronunciada: la de la incredulidad.

QUE NO TE LA CUELEN

  • Los agujeros negros no son una idea meramente teórica. En la actualidad tenemos tantas evidencias de su existencia que es casi imposible que no existan.
  • A pesar de que es una idea muy extendida, los agujeros negros no atraen a los objetos con el único objetivo de devorarlos. Su gravedad es como la de cualquier otro cuerpo, y por lo tanto su radio de acción es limitado. En el caso de los agujeros negros más pequeños, su gravedad es similar a la de una estrella. Para los agujeros negros supermasivos la gravedad puede ser tan intensa como la de una galaxia pequeña.
  • Roger Penrose, pese a ser un genio de las matemáticas, se ha distinguido también por defender ideas bastante extrañas sobre la mente. Esencialmente, Penrose sostiene que la consciencia es debida a fenómenos cuánticos que ocurren en el cerebro. A día de hoy no tenemos prueba alguna de que esto sea así, y esa idea ha sido fuertemente criticada, tanto desde la neurociencia como desde la física y las ciencias de la computación.

REFERENCIAS