2 mar. 2017

A punto de "ver" un agujero negro supermasivo

12 radiotelescopios de todo el mundo, usando interferometría de radio, tomarán la primera imagen de un monstruo galáctico. Obtendrán la primera imagen del agujero negro supermasivo que habita en el centro de la Vía Láctea.
Y sólo faltan algunos días para que se ponga en marcha este experimento que unirá los radiotelescopios mediante interferometría, pues el 5 de abril próximo comenzará a tomar datos el denominado Telescopio del Horizonte de Sucesos.
¿Qué es un agujero negro? ¿Cómo se forma? ¿Cómo entender que los agujeros negros puedan radiar energía, cuando todo indica que nada puede escapar de su interior? Radiación Hawking, entropía de un agujero negro, campos mesónicos, agujeros negros de Schwarszchild, agujeros negros primitivos, estrellas de quarcks, estrellas de neutrones, supernovas.
En el siguiente video se responden estas preguntas y se hace una introducción a modo de divulgación científica ara adentrarse en el mundo de estas rarezas cósmicas.



Agujero negro por colapso gravitatorio


Cuando se crea un agujero negro por colapso gravitatorio rápidamente entra en un estado estacionario caracterizado por tres parámetros: Masa, momento angular y carga eléctrica. El agujero negro no conserva ninguna otra característica del cuerpo que colapsó. Esta conclusión se conoce como el teorema de un agujero negro no tiene pelo.


La entropía de un agujero negro es el logaritmo del número de configuraciones primarias que forman un agujero negro. Este número es finito dado que las partículas elementales tienen una longitud de onda de De Broglie mayor al radio del agujero negro. El logaritmo de ese número sería una medida del volumen de información que se pierde durante el colapso del objeto para formar el agujero negro. Esta afirmación la hizo un físico de Princeton, Jacob Bekenstein.



Pero el efecto fatal de Bekenstein es que si un agujero negro posee una entropía finita, proporcional al área de su horizonte de sucesos, también posee una temperatura finita que sería proporcional a la gravedad de la superficie del horizonte de sucesos. El agujero negro se hallaría en equilibrio con la radiación térmica circundante. Pero tal equilibrio no sería posible puesto que el agujero negro absorbería a cualquier longitud de onda sin poder emitir nada para conservar ese equilibrio. Esta paradoja subsistió hasta 1974, cuando Hawking postuló la existencia de la radiación que lleva su nombre.

Radiación Hawking


Un agujero negro crea y emite partículas como si fuese un cuerpo cálido ordinario con una temperatura directamente proporcional a su gravedad superficial e inversamente proporcional a la masa. Esto hizo que la afirmación de Bekenstein, de que un agujero negro posee una entropía finita, fuera completamente consistente, puesto que implicaba que un agujero negro podría hallarse en equilibrio térmico a alguna temperatura finita que no fuese cero.

Las partículas que crea el agujero negro no provienen de él sino del espacio circundante “vacío” fuera del horizonte de sucesos. Podemos entender esto de la siguiente manera: lo que consideramos el espacio “vacío”» no puede estar totalmente vacío, porque esto significaría que todos los campos, tales como el gravitatorio o el electromagnético, tendrían que ser exactamente cero. Sin embargo, la energía de un campo y su velocidad de cambio (delta t) están sujetos al principio de incertidumbre. Así, en el espacio vacío, el campo no puede estar fijo con valor cero exactamente, porque entonces tendría a la vez un valor preciso (cero) y una velocidad de cambio precisa (también cero). Debe haber una cierta cantidad mínima debido a la incertidumbre, o fluctuaciones cuánticas, del valor del campo. Uno puede imaginarse estas fluctuaciones como pares de partícula - antipartícula. Estas partículas son partículas virtuales, no pueden ser observadas directamente con un detector de partículas. No obstante, sus efectos indirectos, tales como pequeños cambios en las energías de las órbitas electrónicas en los átomos, pueden ser medidos y concuerdan con las predicciones teóricas con un alto grado de precisión.

El principio de incertidumbre también predice que habrá pares similares de partículas materiales virtuales, como leptones-antileptones o quarks-antiquarks. En este caso, sin embargo, un miembro del par será una partícula y el otro una antipartícula. Como la energía no puede ser creada de la nada, uno de los componentes dé un par partícula/antipartícula tendrá energía positiva y el otro energía negativa. El que tiene energía negativa está condenado a ser una partícula virtual de vida muy corta, porque las partículas reales siempre tienen energía positiva en situaciones normales.

Pero incluso una partícula real, cerca de un cuerpo masivo, tiene menos energía que si estuviera lejos, porque se necesitaría energía para alejarla en contra de la atracción gravitatoria de ese cuerpo. Normalmente, la energía de la partícula aún sigue siendo positiva, pero el campo gravitatorio dentro de un agujero negro es tan intenso que incluso una partícula real puede tener allí energía negativa.

Es, por lo tanto, posible, para la partícula virtual con energía negativa, si está presente un agujero negro, caer en el agujero negro y convertirse en una partícula o antipartícula real. En este caso, ya no tiene que aniquilarse con su pareja. La otra partícula del par, al tener energía positiva, puede escapar de las inmediaciones del agujero negro ya convertida en partícula real.

Para un observador lejano, parecerá haber sido emitida desde el agujero negro. Cuanto más pequeño sea el agujero negro, menor será la distancia que la partícula con energía negativa tendrá que recorrer antes de convertirse en un partícula real y, por consiguiente, mayores serán la velocidad de emisión y la temperatura aparente del agujero negro.


La energía positiva de la radiación emitida sería compensada por un flujo hacia el agujero negro de partículas con energía negativa. Este flujo de energía negativa hacia el agujero negro reduce, por lo tanto, su masa. Conforme el agujero negro pierde masa, el área de su horizonte de sucesos disminuye, pero la consiguiente disminución de entropía del agujero negro es compensada de sobra por la entropía de la radiación emitida, y, así, la segunda ley nunca es violada.

Además, cuanto más pequeña sea la masa del agujero negro, tanto mayor será su temperatura. Así, cuando el agujero negro pierde masa, su temperatura y su velocidad de emisión aumentan y, por lo tanto, pierde masa con más rapidez. Lo que sucede cuando la masa del agujero negro se hace, con el tiempo, extremadamente pequeña no está claro, pero la suposición más razonable es que desaparecería completamente en una tremenda explosión final de radiación gamma.

Tempertatura de un agujero negro de 1Mʘ = 6,18x10-8 K


Esto es mucho menos que la temperatura de la radiación de microondas que llena el universo (aproximadamente igual a 2.7' por encima del cero absoluto), por lo que tales agujeros negros emitirían incluso menos de lo que absorben. Si el universo está destinado a continuar expandiéndose por siempre, la temperatura de la radiación de microondas disminuirá y con el tiempo será menor que la de un agujero negro de esas características, que entonces empezaría a perder masa.

Por el contrario, podrían existir agujeros negros primitivos con una masa mucho más pequeña, que se formaron debido al colapso de irregularidades en las etapas iniciales del universo. Estos agujeros negros tendrían una mayor temperatura y emitirían radiación a un ritmo mucho mayor. Un agujero negro primitivo con una masa inicial de mil millones de toneladas tendría una vida media aproximadamente igual a 177 veces la edad del universo y una temperatura de radiación de 123 mil millones de K. Los agujeros negros primitivos con masas iniciales menores que la anterior ya se habrían evaporado completamente, pero aquellos con masas ligeramente superiores aún estarían emitiendo radiación en forma de rayos X y rayos gamma.

Por Mariano Miguel Lanzi

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