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regiones. Observados desde el exterior, tales objetos seran anlogos a los AGdescritos por las teoras actuales. Aun no se conocen con todo detalle cules son todaslas caractersticas de estas "criaturas espaciales" y lo nico que se tiene, por elmomento, son modelos astrofsicos que los describen de manera global. Si estosobjetos son realmente los Agujeros Negros que las teoras describen, an faltaran

muchas preguntas por contestar: por ejemplo, la ms importante de todas, "qu es loque hay DENTRO de un Agujero Negro?" [si es que hay algo].

INTRODUCCION HISTORICA

El concepto de agujeros negro (AN) nos viene desde Noviembre de 1783 cuando elfilsofo ingls John Mitchell ley ante la Royal Society un trabajo (basado en fsicanewtoniana).

En este trabajo ( que fue publicado por la Philosophical Transactions of the RoyalSociety, 74,35, 1784) se asientan los principios bsicos de los A.N. Pierre Simon

Laplace vuelve a tocar el tema cuando not que una consecuencia de la gravedadnewtoniana y de la teora corpuscular de la luz newtoniana era de que la luz no podraescapar de un cuerpo de una masa lo suficientemente grande y de pequeo radio. Elconcepto lo prueba en su siguiente teorema: "La fuerza atractiva de un cuerpo celestial

puede ser tan grande que la luz no puede flur fuera de ste. Por lo tanto, este cuerpoparecera ser invisible ". El trabajo fue publicado en una revista alemana de Astronoma.

A pesar de estos primeros descubrimientos, la idea de la existencia de Agujeros Negrostena pocos seguidores, inclusive despus de la formulacin de la TGR (Teora Generalde la Relatividad). En Noviembre de 1915 se public la TGR y en Enero de 1916 elastrnomo alemn Karl Schwarzschildderiva una solucin para las ecuaciones decampo de la TGR. Schwarzschild le enva su trabajo a Albert Einstein para que l lo

presentara a laAcademia de Berlin. En respuesta, Einstein le escribe lo siguiente : "Noesperaba que la solucin exacta al problema pudiera ser formulada. Su tratamientoanaltico problema me parece esplendido". Sin embargo, como dato curioso, nisiquiera el mismo Einstein crey que la existencia de tales objetos pudiese ser posible.

El verdadero estudio de los Agujeros Negros comenz con SubrahmanyanChandrasekhar ,en 1930, quien descubre la existencia de un lmite superior para lamasa de una configuracin degenerada completamente. En 1935, Sir Arthur Eddingtonse da cuenta de que si se acepta el anlisis de Chandrasekhar, los Agujeros Negros

deberan ser el destino inevitable de la evolucin de las estrellas masivas. Eddingtonescribe en enero de 1935 : " las estrellas aparentemente tienen que seguir irradiando eirradiando y contrayndose y contrayndose hasta que, supongo, llegan a tener unos

pocos km de radio. Entonces es cuando la gravedad llega a ser lo suficientemente fuertecomo para detener la radiacin y la estrella puede , por fin, encontrar la paz. Me sientoconducido a la conclusin de que esto ha sido una reduccin al absurdo de la frmularelativsta de degeneracin. Varios accidentes pueden intervenir para salvar a la estrella,

pero creo que debe existir mucha ms proteccin que esa. Pienso que debera haber unaley de la Naturaleza que prevenga a la estrella de comportarse en esta manera tanabsurda".

Eddington nunca acept el resultado de Chandrasekhar ( el de la existencia de un lmitesuperior para la masa de una estrella fra y degenerada), a pesar de que Eddington fue

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uno de los primeros en entender y apreciar la TGR, como lo demuestra en su libro "TheMathematical Theory of Relativity" publicado en 1922, el cual fue el primer libro acercadel tema, en ingls. Asi, Eddington modific la ecuacin de estado de un gasrelativstico degenerado de tal manera que finitos estados de equilibrio podran existir

para estrellas de masa arbitraria.

Chandrasekhar

Chandrasekhar recientemente (1988) lament la actitud de Eddington, diciendo: "Lasuprema autoridad de Eddington en aquellos das retras el desarrollo de fructferasideas en este campo por 30 aos". Todos haban aceptado la existencia de las EnanasBlancas, ya que haban sido identificadas en el espacio, pero se dudaba de la existenciade estrellas ms pequeas. La nica insinuacin de la existencia de tales objetos msdensos vino por los trabajos de los astrnomos Fritz Zwicky y Walter Baade. Ellosdemostraron que grandes explosiones estelares se producan en las Galaxias, las cuales

podran originar estos objetos.

Pero Eddington no estaba solo. En 1932, Lev Landau, en el mismo trabajo donde da unasimple derivacin de una frmula para la masa limitante, declara que para estrellas queexcedan el lmite, "no existe en toda la Fsica Cuntica causa alguna que prevenga alsistema de colapsar a un punto... Como en realidad tales masas existen completamentecomo estrellas normales y no muestran tales tendencias, concluimos que todas lasestrellas ms pesadas que 1.5 Masas Solares ciertamente poseen regiones de densidaden las cuales las leyes de la Mecnica Cuntica y, por lo tanto, la Estadstica Cuntica,son violadas".

En 1939, Robert Oppenheimer, por entonces Profesor en la Universidad de California,

en Berkeley, y Hartland Snyder, su estudiante, reavivaron la discusin calculando elcolapso de una esfera homognea de gas sin presin en la Teora General de la

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Relatividad, encontrando que nada haba en las ecuaciones de la teora que frenara elcolapso gravitacional. Si la masa original de la estrella era lo suficientemente grande, sufuerza de gravedad podra inclusive triturar la fase neutrnica y seguir hasta lasingularidad.

Encontraron tambin que la esfera formada por el Horizonte de los Eventos,eventualmente "corta" toda comunicacin con el resto del Universo. Este fue el primerclculo riguroso que demuestra la formacin de Agujeros Negros. Ellos, junto con el

problema del del colapso gravitacional, fueron ignorados hasta principios de 1960.

A finales de los aos 50, John Archibald Wheelercomenz una seria investigacin delproblema del colapso. En 1968, Wheeler acua el nombre de "Agujero Negro" [AN].Entre 1916 y 1918, H. Reissner y G. Nordstrom, descubrieron la solucin a lasecuaciones de campo de Einstein para un Agujero Negro con carga elctrica. En 1958,David Finkelstein predice que la formacin de un AN a partir del colapso gravitatorioera inevitable.

En 1963, Roy P. Keer, de la Universidad de Texas, encuentra la solucin de lasecuaciones de campo para un Agujero Negro rotatorio: tambin descubre una familiaexacta de soluciones libres de cargas para las ecuaciones de campo del vaco de laRelatividad General.

En 1965, A. Newman encuentra la solucin de las ecuaciones de campo para un AgujeroNegro rotatorio y con carga. El y sus condiscpulos encontraron la generalizacin parala carga elctrica en un Agujero Negro, la cual representa la solucin de las ecuacionesde Einstein-Maxwell. La unin de estos dos resultados se conocen como laGEOMETRIA DE KERR - NEWMANy proveen una nica y completa descripcin delos campos gravitacional y electromagnticos externos de un AN estacionario. Durantelos aos 60 se descubrieron importantes propiedades y poderosos teoremasconcernientes a los AN.

El descubrimiento de Fuentes Compactas de Rayos X en 1962, los Quasars en 1963, ylos Pulsars en 1968, motivaron mucho la investigacin terica de los AN.Observaciones de la Fuente Binaria de Rayos X, Cygnus X-1, a principios de los aos

70 dieron las primeras evidencias a favor de la existencia de los AN.

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ASTROFSICA DE LOS AGUJEROS NEGROS

COMO SE FORMA UN AGUJERO NEGRO

Los modelos sobre la formacin de stos se basa en la Relatividad General, como lateora correcta que describe la interaccin gravitacional. Cabe sealar que existen otrasteoras que intentan describir a la gravedad y que no predicen la existencia de los AN.En la actualidad el concenso general es que existen varios mecanismos para la

formacin de un AN:

1.

COLAPSO ESTELAR: cuando una estrella de gran masa (superior a aquellanecesaria para formar una Estrella de Neutrones [EN], o sea, superior a 1.4Masas solares, segn la teora de Evolucin Estelar desarrollada por elastrofsico Subrahmanyan Chandrasekhar [1910-1995] ) acaba su combustibletermonuclear, no puede generar presin hacia afuera y por lo tanto no puedesoportar su propia gravedad y colapsa formando as un AN.

2.

COLAPSO ESTELAR SECUNDARIO: tambin puede formarse un AN si unaEstrella de Neutrones adquiere suficiente masa, absorbida de algn disco de

acrecin que exista a su alrededor [ejemplo de canibalismo estelar, donde en unsistema binario estelar una de las estrellas posee un campo gravitacional tan

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intenso que le roba masa a la otra]. Entonces la masa de la EN exedera dellmite de 1.4 masas solares y colapsara por su propia gravedad.

3.

COLAPSO PRIMORDIAL: en los primeros instantes del Big Bang, en ciertasregiones del Universo la densidad de materia/energa pudo haber sido tan grandeque pequeos AN primordiales (de un dimetro aproximado a la longitud de

Planck, 10-33 cm) se pudieron haber formado debido al desplome gravitatorio dedichas regiones.

Una vez formado el AN, SE CREE que nada puede parar el colapso gravitacional de lamateria. La geometra espacio-temporal est tan distorsionada que se forma unaespecie de superficie "lmite" llamada "Horizonte de Eventos", tal que aun un rayo deluz que se origine dentro del "radio" de dicha superficie y que se proyecte hacia afuera

no puede escapar, es decir, ni siquiera las partculas (fotones) con la mxima velocidad permitida por la fsica actual pueden escapar. Sin embargo, un resultado terico delfsico relativista Stephen Hawking (1974) muestra que los AN realmente puedenirradiar ["Radiacin de Hawking"], o sea, puede emitir partculas, siempre y cuandostas se originen afuera del horizonte de eventos, por lo que los AN no son "mquinasque todo lo absorben", como antes se crea.

Ya que todas las formas de energas ejercen gravitacin en la Relatividad General,incrementar la energa de presin hacia afuera para tratar de evitar el colapso sloacelerara las ltimas etapas del mismo; por lo tanto, no existe ninguna fuente de"presin hacia afuera" conocida que llegue a ser lo suficientemente dominante que

pueda detener el colapso. Se CREE que la materia colapsada TIENDE HACIA unestado de "infinita densidad y temperatura": se forma entonces un estado llamado"singularidad". Sin embargo, este estado representa un serio problema en la fsica actualy hoy da SE CREE QUE DICHO ESTADO NO EXISTE REALMENTE EN LA

NATURALEZA y que DEBEN ocurrir fenmenos desconocidos (cunticos y/o no-lineales), hasta la fecha, que impidan que la materia colapsada tienda hacia dichoestado.

Estas creencias se dan dentro del marco de varios modelos de Gravitacin-y-Electrodinmica no-lineal y/o Gravitacin Cuntica y como stas son reas de

investigacin que aun estn desarrollndose, habr que esperar nuevas soluciones alproblema de la singularidad. Mientras tanto, aceptaremos como "tentativa" la existenciade tal estado y se hablar del mismo como si realmente existiese. El Horizonte deEventos oculta y aisla a la singularidad del resto del Universo, por lo que no puedeafectar al mundo exterior; se dice entoces que la singularidad esta "causalmentedesconectada del resto del Universo".

De las propiedades de la estrella colapsada (distribuciones variables de masa, campomagntico, momento angular, etc.), las nicas que en teora pueden medirse, desde elexterior, son la masa, el momento angular intrnseco y la carga elctrica. Estas

propiedades pasan a ser ahora las que caracterizan al AN visto desde el exterior. En

teora, toda otra informacin es irradiada en forma de ondas gravitatorias y

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electromagnticas durante el colapso. Estos tres parmetros que permanecen son lasnicas cantidades observables independientes que caracterizan a un AN estacionario.

CMO SE DETECTAN LOS CANDIDATOS A AGUJEROS NEGROS

Un AN puede estar solo flotando por el espacio o en compaa de otras estrellas, en unsistema binario o de ms estrellas o en un cmulo estelar, en el centro de muchasgalaxias activas. Cuando el AN se encuentra en compaa de otros objetos es"relativamente fcil" detectarlo, pues ste interacciona gravitacionalmente con susvecinos "robandoles" materia. Cuando esta materia cae al AN se emite grandescantidades de energa radiante en forma de rayos X y rayos gamma. Los satlites enrbita especializados en la deteccin de este tipo de radiacin identifican la fuente derayos X/gamma y mandan los datos a la Tierra para su posterior anlisis, puesto que notodas las fuentes de rayos X son AN. Cuando se analiza el espectro es posiblediscriminar entre fuentes compactas [Agujeros Negros y Estrellas de Neutrones] y otrasfuentes. Una vez que se determina que la fuente es un objeto compacto se procede a

TRATAR de distinguir entre una Estrella de Neutrones y el AN. Ambos tienen un

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perfil casi parecido en cuanto a su emisin de rayos X, y an hoy en da es difcildistinguir entre ambos slo con el anlisis de su espectro.

Por lo general, las estrellas de neutrones tambin son Pulsars [recordemos que no todaslas estrellas neutrnicas son Pulsars], y esto hace ms fcil poder discriminar entre

stas y los AN, ya que los AN no emiten pulsos de esta manera. Supongamos que lascosas no son tan fciles y que la estrella de neutrones no es un pulsar.

El siguiente anlisis podra ser OPTICO o por radioemisin, o tambin podra darse elcaso de un anlisis de la radiacin emitida por estos objetos en otras frecuencia. Si es

posible hacerlo, entonces estas fuentes de rayos X/gamma podran ser candidatos a AN, por lo que se analiza luego la velocidad de los vecinos que circundan al objetocompacto [mediante el Efecto Doppler] y de esa manera es posible ESTIMAR la masadel objeto, la cual es un factor directo que influye en la distribucin de velocidadesentre sus vecinos. Si la masa sobrepasa el lmite terico de Chandrasekhar para lasEstrellas de Neutrones [1.4 masas solares], entonces se puede asegurar con un buen

"porcetaje de confiabilidad" de que el objeto en cuestion debe ser un AN. Es as comose detectan muchos de los [candidatos a] AN en nuestra galaxia y en otras galaxias osupercmulos [en el centro de los mismas].

Otro mtodo que se utiliza es el de interferometra de ondas de radio. Losradiotelescopios poseen una muy alta resolucin cuando utilizan este mtodo. Con elmismo es posible detectar "estructuras" en forma de "chorros de materia" [jets] quesalen expulsados de algunas galaxias. Posteriores anlisis [como los indicadosanteriormente] del objeto que se cree que es la fuente de tales "chorros" revela que lamasa sobrepasa por mucho el Limite de Chandrasekhar y por ende el objeto en cuestindebe ser un AN.

Supongamos que las cosas no son tan "relativamente" fciles... supongamos que el ANse encuentra vagando libre por el espacio. Aun asi es posible detectarlo, aunque muchoms difcil. La tcnica que se utiliza se hered de la busqueda de Materia Oscura ennuestra galaxia: el Microlensing, o Microenfoque. El mismo consiste en detectar elefecto de "curvatura del espacio" que produce el objeto, el cual se traduce en un"enfoque" de la luz que proviene desde atrs del objeto, procedente de otras fuentesdistantes. Es lo mismo que una lente gravitatoria salvo que a una escala mucho mas

pequea. Con esta tcnica es posible ESTIMAR la masa del objeto que produce elMicroenfoque, y si la misma rebasa el limite antes mencionado, entonces el objeto

puede ser un AN. De hecho, los AN solitarios que se han detectado en los ltimos 4aos ha sido gracias a esta tcnica.

Otro aspecto astrofsico que es atribudo a la presencia de loa AN es la Radiacin deFondo de rayos X [una difusa radiacin espacial de onda corta descubierta hace casi 40aos]. El Observatorio Chandra, un satlite espacial de la NASA fue diseado paracaptar los rayos X espaciales que no alcanzan la superficie terrestre ya que sonabsorbidos por la alta atmsfera. Gracias a la alta resolucin de este satlite, se han

podido detectar las fuentes individuales de tal fondo, las cuales son en su mayorancleos galacticos y Quasares, por lo que se ha llegado a la conclusin de que estaradiacin de fondo de rayos X, es originada por un gran nmero de AN residentes en los

ncleos de galaxias lejanas.

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ESTUDIO DE LA FORMACIN DE LOS JETS

Los jets no salen desde "dentro" del AN, sino que se forman de la materia que estcayendo al AN. El mecanismo exacto de la formacion de tales jets aun se desconoce yla respuesta depende del modelo que se use. Sin embargo, se cree que los mecanismos

globales, no detallados, se conocen de manera muy general.

El escenario es el siguiente:supongamos que hay 2 estrellas formando un sistema binario; una de ellas explota comosupernova y se convierte en AN. Cuando se forma el AN empieza a destruir a la otraestrella, su compaera, robndole su materia y tragndosela. Cuando la materia de laestrella empieza su jornada hacia el AN, por la accion de ciertas leyes fsicas [momentoangular, arrastre gravitacional, etc.], dicha materia empieza a caer hacia el AN

formando un disco espiral (o sea, cae siguiendo una trayectoria en espiral) alrededordel mismo, llamado Disco de Acrecin.

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Esta materia es un plasma muy caliente de particulas cargadas elctricamente girandoalrededor del AN, las cuales forman un poderoso campo magntico, no perfecto,cuasiperpendicular al disco, con sus respectivos polo norte y polo sur. Cuando el

plasma esta muy cerca del AN, ste posee mucha energa, tal que de alguna manera selas arregla para escapar, casi a la velocidad de la luz. Y lo hace a travs de las regiones

mas "dbiles" gravitacionalmente: los polos norte y sur, ayudada tambin por el fuertecampo magnetico.

Hay que enfatizar que esta materia AUN SE ENCUENTRA MUY LEJOS DEL AN. Lamateria que est muy cerca cae irremediablemente al AN, pero la que aun est muylejos s tiene oportunidad de escapar si posee la energa suficiente. Los estudios de estefenmeno son tan complicados que se necesitan supercomputadoras para poder simularmodelos aproximados de lo que verdaderamente esta pasando: primero tenemos materia

plasmtica, cargada elctricamente girando a velocidades relativistas, produciendo unfuerte campo magntico y al mismo tiempo interactuando con un fuerte campogravitatorio y con un igualmente fuerte arrastre gravitatorio; en otras palabras, tenemos

un problema de N-cuerpos, cargados, con un momento angular grande, con granenerga, inmersos en campos elctricos no uniformes, inmersos tambien en un campogravitacional dinmico y en una magnetosfera intensa. Es un problema de "magneto -hidrodinmica - gravitacional - relativista" muy serio.

CANDIDATOS ASTROFSICOS

Existen muchos candidatos de masa estelar en nuestra propia galaxia [LMC X-3,Cygnus X-1, Nova Muscae 1991, V616 Mon, SS 433, GRS 1915+105, GRO J1655-

40, V404 Cygni, etc.] y otros candidatos supermasivos en el centro de la Va Lctea yen el de muchas galaxias con Ncleos Activos [ANG = Active Nuclei Galaxies] yQuasares [segn la teora actual de estos objetos, los mismos son realmente un tipo muyenergtico de ANG].

Tipos de AN

Segn las teoras actuales, existen 5 tipos convencionales generales de AN:

1. de Schwarzschild: caso esttico. Adems de su intensocampo gravitacional, la otra propiedad fsica que lo caracterizaes su masa.

2. de Reissner-Nordstrom: caso esttico, con masa y cargaelctrica.

3. de Kerr: caso estacionario con masa y momento angularintrnseco. Caracterstica interesante: posee 2 horizontes deeventos y una singularidad en forma de anillo! Incluso se

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habla de que futuras civilizaciones podran extraer energa apartir de la ergosfera de este tipo de AN.

4. de Kerr-Newman: caso estacionario con masa, carga elctricay momento angular intrnseco.

5. AN primordiales.

Hay que enfatizar que hoy da la fsica de los AN va mucho ms all de este simplecatlogo. Hoy da se habla de AN extremales, no-extremales, con carga de color(Cromodinmica cuntica), con o sin "pelos", evaporacin de AN, AN sin masa, si losAN tienen entropa entonces cules son sus grados de libertad internos, etc.

El problema de la singularidad es extremadamente serio y se ha dedicado muchainvestigacin referente al tema. Aunque los resultados no son definitivos oconcluyentes, se cree que el estado de la singularidad nunca es alcanzado y que lanueva fsica, (procesos no-lineales y/o cunticos) debe impedir que tal estado jams

exista. Algunas alternativas que se han propuesto son:

AGUJEROS DE GUSANO

En este caso, la singularidad no existe y el intenso campo gravitatorio es tal quedistorsiona la geometra del espaciotiempo de manera que se produce un cambio en latopologa del espaciotiempo, creando un "tunel" a travs del cual es posible que lamateria que colapsa pueda " salir hacia otros lugares distantes" en el Universo.

CREACIN DE UNIVERSOS hijos

En lugar de que la singularidad se forme, una nueva fsica aun desconocida (no-linealy/o cuntica) debe ser la responsable de que se "origine un nuevo sub-universo" [se"crea" un nuevo espacio-tiempo de igual o diferente dimensionalidad] hacia el cual todala materia va a parar. Nuestro Universo sera el Universo-padre y los sub-universos ascreados seran los Universos-hijos.

AGUJEROS NEGROS REGULARES

En principio, son AN (elctricos y magnticos) que no poseen singularidad, ya que altomar en cuenta procesos no-lineales (teoras No-Abelianas de Einstein-Born-Infeld,

teora Electrodinmica no-lineal [NED] acoplada a la gravitacin) se impide laformacin de la misma. Tambin es posible "regularizar" la geometra del AN,deformndola, tal que la singularidad nunca se alcance, y que en su lugar la materia quecolapsa atraviese una transicin de fase y alcance un nuevo estado estable. Sinembargo, ya que esta es un rea nueva de investigacin tendremos que esperar tambinsus resultados.

Existe una gran esperanza en que al tomar en cuenta otros procesos (no-lineales y/ocunticos) adems del gravitatorio, el problema de la singularidad desaparezca. Estaalternativa parece ser la ms razonable y conservadora.

OTRAS ALTERNATIVAS

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El modelo de Motola-Mazur, que toma en cuenta ciertos fenmenos cunticos, describela formacin de un objeto finito, a partir del colapso gravitacional de una estrella. Seargumenta que efectos cunticos cambian severamente al espacio-tiempo alrededor de laestrella que colapsa, ocasionando que ocurra una TRANSICIN DE FASE en lamateria que colapsa, la cual alcanza un nuevo estado condensado extico y"extremadamente estable" llamado GRAVASTAR, el cual no contradice a las leyesfsicas conocidas.

El colapso gravitacional de la materia estelar slo ocurre hasta cierto punto, luego delcual la materia alcanza dicho estado estable, evitando as la formacin de lasingularidad. La materia colpasada forma una especie de burbuja (esfrica) ultra-delgada, ultra-fra y ultra-oscura, que es prcticamente indestructible, aunque flexible.Esta burbuja de materia se encuentra en un nuevo estado, semenjante al Condensado deBose-Einstein.En el interior de tal burbuja de materia slo hay espacio-tiempo, el cual est tancurvado que al tomar en cuenta ciertos fenmenos cunticos, el mismo ejerce una

presin hacia afuera, lo cual aumenta la estabilidad de la burbuja de materiacolapsada. Si nueva materia cae irremediablemente hacia la Gravastar, la misma es

asimilada por la burbuja; sin embargo, es posible que la materia en la vecindad de esteobjeto, y que est cayendo hacia el mismo, pueda escapar (antes de atravesar el

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Horizonte de eventos, por supuesto) o tambin podra ser re-emitida como otra forma deenerga.

Esta propiedad hace de las Gravastars emisores de energa mucho ms "eficientes" quelos AN y podran ser la explicacin de los Estallidos de Rayos Gamma [Gamma Ray

Burst] observados hoy da por los satlites. Las Gravastars no poseen muchos de losproblemas tericos de los AN [singularidad, entropa casi infinita, paradojas como: laenerga infinita que ganan los fotones cuando alcanzan el horizonte de eventos, etc.],

por lo que resultan una alternativa muy atractiva a los AN.

Vistos desde la Tierra, estos objetos tienen la misma astrofsica (las mismas propiedadesobservacionales) que poseen los AN; es decir, la Gravastar tambin posee un Horizontede Eventos, pero no una singularidad; poseen un muy intenso campo gravitacional, elcual tambin puede robar materia de estrellas vecinas, formando Discos de Acrecin yemitiendo as grandes cantidades de radiacin.

Por lo tanto, todas las evidencias observacionales recolectadas hasta ahora a favor de losAN, podran re-interpretarse como evidencias a favor de las Gravastars.

Aun cuando tales objetos no existan, con esto se ha comprobado que es posible obtenersoluciones a las ecuaciones de la Relatividad General que no necesariamenterepresentan AN y que pueden describir el estado final de materia que colapsagravitacionalmente. Quizs en un futuro se descubra que los AN no existen despus detodo, y que el destino final real de la materia que colapsa es algo parecido a unaGravaStar.

TERMODINAMICA EN EL ABISMO

Desde la propugnacin de Einstein de la existencia de agujeros negros en la teora de larelatividad general, fsicos tericos han propuesto distintos modelos de estructuras paravarios tipo de ellos. Estos tipos varan segn la informacin que el agujero negroretenga de los entes csmicos que generaron su origen o de las propiedades de suanterior vida como masiva estrella.

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Ilustracin de la rotacin de un agujero negro que se ensancha a lo largo de su ecuador, en que elproceso de deformacin se profundiza en la medida en que el giro de rotacin es ms rpido. Unarotacin nula corresponde a un esferoide absolutamente redondo.

Modelo Kerr de agujero negro, simplificado con el objetivo de intentar lograr una mejorcomprensin.

En rotacin alrededor del eje de rotacin del agujero negro, cada regin afecta a lamateria y a la luz de forma diferente. La esfera fotnica exterior, por ejemplo, es un readonde la luz se ve arrastrada a una rbita inestable.

La ergoesfera ofrece una ltima oportunidad para el escape de aquellos objetos que semuevan a velocidades muy prximas a la de la luz. Cualquier cosa que atraviesa el

horizonte de sucesos, sin embargo, cae irremediablemente hacia la singularidad en laforma de un disco.

El ms sencillo es el agujero negro de Schwarzschild. No tiene giro ni carga. Consistesolo en una singularidad rodeada por un horizonte de sucesos. Todo lo que atraviesa elhorizonte de sucesos es forzado hacia la singularidad.

Por definicin todos los agujeros negros tienen la misma estructura bsica, o sea, sinexcepciones poseen masa; sin embargo, tericamente se conciben diferentes tipos deagujeros. En su forma ms simple, conocida como agujero negro de Schwarzschild ( enhonor al astrnomo alemn Karl Schwarzschild), la masa es la nica propiedad de dicho

objeto, y toda ella se encuentra concentrada en un nico punto de densidad infinitadenominado singularidad.

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Pero para un agujero negro de origen estelar, de las caractersticas que distinguen a unaestrella -masa, luminosidad, color, composicin qumica, rotacin y carga elctrica-aparte de la masa, stos retienen las propiedades de rotacin y carga elctrica. Para otrosagujeros negros con distinto origen se han desarrollado otros modelos de estructura con

distintas combinaciones de las tres propiedades. Una definicin simple y general paradescribir la estructura de un agujero negro es aquella a la cual se le asignan trespropiedades: masa, momento angular y carga elctrica.

El agujero negro con carga elctrica es conocido en fsica como el modelo de Reissner-Nordstrom. Este agujero tiene la particularidad que es esttico, o sea, no posee giro. Enel se hallan dos horizontes de sucesos. La regin entre ambos es una zona de sentidonico, en la que la materia solo puede moverse hacia adentro. Una vez traspasado elhorizonte interior, la materia no es aspirada hacia adentro. Debido a la manera en la quelos agujeros negros se forman, en el universo real uno de estos objetos con cargaelctrica neta es un fenmeno bastante improbable, ya que masas muy masivas con un

exceso de carga positiva o negativa, rpidamente se neutralizara con la atraccin de lacarga opuesta.

La forma de la materia en un agujero negro no se conoce, en parte porque est oculta para el observador externo, y en parte porque, en teora, la materia continuara suproceso colapsante hasta llegar a tener un radio cero, un punto en que matemticamentese le conoce como singularidad de densidad infinita, algo con lo que no tenemosexperiencia aqu en la Tierra.

En un agujero negro de Kerr, que es giratorio, la singularidad est alargada en forma deanillo y rodeada por dos horizontes de sucesos. Ms all del horizonte externo est laergosfera, una regin donde la materia no slo es arrastrada hacia dentro, sino quetambin gira en remolino.

En la figura ilustrada del encabezado de esta seccin se intenta mostrar el agujero negrode Roy Kerr, neozelands, cientfico de la Universidad de Texas, quin, en 1963, halluna solucin matemtica exacta a la ecuacin de Einstein que describa un agujeronegro en rotacin. Este notable hallazgo trascenda la anterior solucin deSchwarzschild que ya hemos enunciado, que describa slo masas que no se hallaban enestado de rotacin. Los trabajos matemticos de Kerr pudieron demostrar que eraimposible que escapara energa de un agujero negro en rotacin. Al salir energa, la

rotacin disminuye. Se trata de un agujero negro que tiene tanta masa como rotacin. Lafsica que se deriva del movimiento de rotacin del agujero alrededor de un eje, da lugara una singularidad que no se concentra en un punto como en el modelo deSchwarzschild, sino que toma la forma de un anillo.

Adems, en su movimiento de rotacin, el agujero negro arrastra el espaciotiempoconsigo, en un fenmeno conocido como arrastre del sistema de referencia. Lasregiones que rodean a esta singularidad anular se dividen en dominios de diferentescaractersticas. Las regiones ms externas, conocidas como las esferas fotnicas einteriores, son zonas donde la luz, incidiendo con el ngulo adecuado, pasa a describiruna rbita en torno al agujero negro.

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En la regin denominada ergoesfera, cuya frontera exterior recibe el nombre de lmiteesttico, ningn objeto puede permanecer en reposo ya que, tal como dicta el fenmenodel arrastre del sistema de referencia, el propio espaciotiempo se encuentra enmovimiento entorno a la singularidad. En el interior de la ergoesfera es todava posible,al menos tericamente, escapar de la atraccin gravitatoria del agujero negro, pero una

vez que un objeto atraviesa la frontera que delimita el horizonte de sucesos, todaposibilidad de evasin queda coartada, incluso el escape de la luz.

Los agujeros negros surgen en forma natural de las teoras fsicas con las cuales se esttrabajando en la actualidad. Ya hemos sealado que los agujeros negros tienen masa yque esta se encuentra afectada para generar una poderosa fuerza gravitatoria. Esta fuerzagravitacional, por su intensidad, debera afectar a los objetos cercanos. Los astrofsicostericos elaboran modelos para estimar cul sera el comportamiento estructural de unagujero negro cuando este se encuentra inserto dentro de la mecnica de un sistema

binario, o sea, acompaado por una estrella.

Existen evidencias observacionales conseguidas a travs de detecciones de emisiones derayos X, cuyas caractersticas no se encuentran amparadas dentro de series tipificadascomo comunes. Se han localizado ya ms de un millar de fuentes emisoras de rayos Xen el cielo. Proporcionan claves transcendentales sobre la naturaleza del universo.

Muchas de estas fuentes de rayos X son plsares, fciles de identificar por laregularidad que muestran en sus pulsaciones generadas por la rotacin de la estrella deneutrones. Se ha determinado la posicin de cerca de una docena de estos plsares derayos X con tanta precisin que los astrnomos pticos pueden dirigir sus telescopios al

punto indicado e identificar a la compaera visible.

Los astrnomos a veces detectan que la intensidad de los rayos X y de las radioondasque emiten estos plsares se incrementan en un factor superior a mil. Se cree quecuando ello ocurre se debe a que el punto caliente de la estrella de neutrones (su polomagntico sur o norte, donde cae ms abundantemente la materia en el interior de laestrella) se encuentra orientado hacia la Tierra y recibimos el impacto directo del haz derayos X y de radio-ondas.

Cualquier cosa que traspase las fronteras del horizonte de sucesos est condenada a seraplastada y absorbida hacia las profundidades por los efectos de la inmensa fuerzagravitatoria de un agujero negro. Ni la luz visible o los rayos X o cualquier otra forma

de radiacin electromagntica en forma de partculas puede eludir el destino de seratrapada por la inconmensurable fuerza gravitatoria que acta en esa rea del agujero.Gases y partculas que se encuentran arremolinadas cerca de un agujero negro seaceleran y forman un aplanado disco. Rozaduras ocasionadas por colisiones entre las

partculas hace que se calienten a temperaturas extremas. Antes que las partculastraspasen la frontera del horizonte de sucesos, su temperatura alcanza cientos demillones de grados, producindose violentas emisiones de rayos X.

Hay otras fuentes de rayos X que no se ajustan a tipificaciones claras. Ello ocurre ensistemas binarios cuando una de las compaeras es una estrella enana blanca, deneutrones o un agujero negro. El objeto ms denso que rbita cerca de una estrella

compaera comn, absorbe materia de esta ltima y, como consecuencia de ello, hayviolentas emisiones de rayos X. Segn algunos modelos tericos, que se manejan para

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explicar esas emisiones de rayos X, contemplan a un agujero negro cuya fuerzagravitacional que se debe dar en sus cercanas debera ser muy intensa, y podra tenerefectos notables en su entorno.

El agujero negro debera arrancar material desde la estrella compaera el cual sera

alojado alrededor del agujero formando un disco de acrecin similar al disco deanillos que rodea al planeta Saturno. Al ser atrado el material de acrecin hacia las"fauces" del agujero negro, ste se tendera a aplastar y a calentarse a temperaturasaltsimas y, cuando se va colando por la garganta del agujero, emitira violentsimasemisiones de rayos X. El primer ejemplo de la posible existencia de un agujero negrofue descubierto precisamente por ese efecto gravitatorio en una estrella acompaante.

El gas arrebatado por un agujero negro desde una estrella compaera se aloja en unarbita Kepleriana sobre el agujero. Si puede conseguir librarse de su momento angular,se hundir lentamente hacia el agujero negro en una espiral gradual:

Los gases acretados, alojados a una distancia dr, al ser engullidos por el agujero negroliberan energa gravitatoria.

D E = -G M m D r / 2 r 2

Actualmente, los tericos han seguido profundizando en el estudio de los agujerosnegros. Gran parte de esos trabajos los inspira Stephen Hawking, un brillante fsicoingls de la Universidad de Cambridge. Se puede decir que una gran parte de su talento,Hawking lo ha destinado a la investigacin de los agujeros negros. l, eindependientemente Jacob Bekenstein, fsico terico israel, descubrieron unasorprendente relacin entre los agujeros negros y la entropa, o sea, una relacin de una

propiedad termodinmica con una consecuencia de la teora de la gravitacin.

Para encontrarle el sentido a la relacin que hemos enunciado, podemos explicarlosealando que la entropa est referida como una medida del desorden de los sistemasfsicos. Los sistemas ordenados, como el cristal con sus tomos claramente dispuestos,tienen poca o casi nada de entropa, mientras que los muy desordenados como los gases,en que los tomos se desplazan en forma indisciplinada y aleatoria de una lado paraotro, tienen bastante.

Segn la segunda ley de la termodinmica, la entropa de un sistema fsico cerrado no

decrece : las cosas pueden pasar a estar ms desordenadas, pero jams menos. Unaconsecuencia de lo anterior es que la informacin sobre la estructura detallada de un

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sistema fsico tiende siempre a daarse; de hecho, la prdida de tal informacin(adecuadamente definida) en un sistema fsico es exactamente proporcional alincremento de su entropa. De lo anterior se deduce el encuentro para la relacin entreagujeros negros y entropa.

Ahora bien, para comprender la relacin entre agujero negro y entropa podemos sealarque se ha logrado estimar que todo lo que cae en las "fauces" de un agujero negro sepierde para siempre, no existen formas para que un observador situado en los entornosdel agujero pueda recuperar algo de los que cae dentro de l. La informacin, en

particular, se perder hasta la eternidad al caer los objetos fsicos en el agujero negro ysu prdida incrementa la entropa del agujero.

Hawking y Bekenstein demostraron que la entropa en un agujero negro eraproporcional al rea de su horizonte de sucesos. Lo anterior implica entonces que, deacuerdo a la segunda ley de la termodinmica que nos indica que la entropa slo seincrementa o se mantiene constante, los agujeros negros estaran aumentando

permanentemente la extensin de su superficie y, en consecuencia, ser cada vezmayores, sin que existan medios para librarse de la presencia de ellos. Pero esaconclusin no es exacta. Curiosamente, si un agujero negro carece de perturbaciones alfinal termina desvanecido por emisiones de radiacin. Pero cmo se puede entenderesto?

Hawking, estudiando la termodinmica de los agujeros negros, lleg a la conclusin quela temperatura de estos agujeros era inversamente proporcional a su radio, considerando

para ello el hecho de que todo objeto con temperatura ha de irradiar, tal como seobserva en el carbn encendido que emite luz roja. Pero toda la estructura conceptualdel agujero negro se sostiene en el hecho de que nada puede escapar de l, ni siquiera laradiacin. Se plantea, pues, una paradoja: Cmo podan irradiar los agujeros negros?Hawking lo resolvi en 1974, descubriendo los medios por los cuales los agujerosnegros irradian una cantidad precisa determinada por una temperatura directamente

proporcional a su gravedad superficial e inversamente proporcional a su masa, o sea,igual como lo hacen cualquier objeto con un cuerpo clido .

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La sntesis de la argumentacin dada por Hawking para sostener lo anterior puededescribirse de la siguiente manera: Reafirma que toda la radiacin situada dentro delhorizonte de sucesos (la superficie del agujero) no puede escapar, no obstante lo quequeda inmediatamente fuera del lmite, s puede hacerlo. Hawking seala que el potentecampo gravitatorio que limita con la superficie del agujero puede crearespontneamente una partcula y su correspondiente antipartcula. Las teoras del campocuntico de las partculas elementales establecen precisamente asimiles procesos decreacin que han sido reiteradamente comprobados en experimentos de laboratorio.Segn Hawking, una partcula del par creado cae en el agujero negro (se pierde parasiempre), mientras la otra escapa y puede aniquilarse con otra partcula en su fuga,convirtindose en radiacin pura.

A la radiacin que fluye desde un agujero negro se le ha denominado radiacin deHawking.

Los agujeros negros tienen una entropa proporcional al rea del horizonte, enconsecuencia, tambin deberan tener una temperatura no-cero proporcional a lagravedad de superficie. Consideremos un agujero negro que est en contacto con la

radiacin trmica a una temperatura inferior que la de otro agujero negro (figura de laizquierda). El agujero negro absorber parte de la radiacin pero no ser capaz de enviarnada hacia afuera, puesto que, segn la teora clsica nada puede salir de un agujeronegro. As se tiene calor que fluye desde la radiacin trmica de temperatura baja haciael agujero negro de temperatura alta.

Esto violenta la segunda ley de la termodinmica porque la prdida de la entropa desdela radiacin trmica sera mayor que el aumento de la entropa del agujero negro. Peroello que aparece como inconsistencia se arrincona cuando Hawking descubri que losagujeros negros emitan radiacin que era exactamente trmica.

Desde que Hawking demostr matemticamente de que los agujeros negros puedenefectuar emisiones trmicas ha sido confirmada por otros investigadores con distintos

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enfoques. Describimos aqu uno de los tantos modos que se usan para comprender esaemisin.

La mecnica cuntica implica que el conjunto del espacio se halla ocupado por pares departculas y antipartculas virtuales que se materializan constantemente en parejas,

separndose e integrndose para aniquilarse entre s. Se denominan virtuales a estaspartculas porque, a diferencia de las reales, no pueden ser observadas directamentemediante un detector de partculas. Sin embargo, se pueden medir sus efectos indirectosy su existencia ha quedado confirmada por un pequeo desplazamiento, el cual loconocemos como corrimiento de Lamb, que originan en el espectro luminoso detomos de hidrgeno excitados. En presencia de un agujero negro, un miembro de un

par de partculas virtuales puede caer en el agujero, dejando al otro miembro sin parejacon la que aniquilarse. La partcula o antipartcula abandonada puede caer en el agujeronegro tras su pareja, pero tambin es posible que escape al infinito donde aparece comoradiacin emitida por el agujero negro.

Otro modo de examinar el proceso consiste en considerar al miembro de la pareja departculas que cae en el agujero negro, que podra ser la antipartcula, como unapartcula que en realidad retrocede en el tiempo. As cabe observar la antipartcula quecae en el agujero negro como una partcula que emerge de ste pero retrocede en eltiempo. Cuando la partcula llega al punto en que se materializ originariamente el par

partcula-antipartcula, es dispersada por el campo gravitatorio y en consecuenciaavanza en el tiempo.

Es la mecnica cuntica la que al fin otorga la posibilidad que una partcula puedaescapar de la parte interior de las fauces de un agujero negro, lo que no permite las

posibilidades que otorga la mecnica clsica, como ocurre tambin en situaciones que sedan en la fsica atmica y nuclear en que slo las posibilidades de la mecnica cuntica

permite a partculas saltar alguna barreras.

Finalmente, sealemos que la radiacin que se calcula para grandes agujeros negros quepueden formarse desde estrellas colapsadas es prcticamente insignificante. Pero losmini agujeros negros deberan ser muy "calientes", e irradian su masa rpidamente, enun espectacular estallido de radiacin de Hawking. Mini agujeros negros que pudieronformarse cuando el Big Bang podran estar ahora estallando por ah, pero no ha sido

posible lograr ubicarlos.

Quizs hoy solamente existan agujeros negros grandes y supermasivos y los muypequeos ya hayan desaparecido sin dejar huellas apreciables, salvo la posible emisin,desde lugares relativamente cercanos de donde se hallaba, de intensas radiaciones derayos gamma con una energa de unos 100 millones de eV. Lo ltimo se debe a que seestima que, a medida que un agujero negro emite partculas, va disminuyendo su masa ytamao constantemente. Esto facilita el escape de ms partculas y as la emisin

proseguir a un ritmo siempre creciente hasta que el agujero negro acabe por esfumarse.

En el largo plazo, cada agujero negro que est cohabitando en el universo se extinguirde ese modo. Pero en lo que se refiere a agujeros negros medianos, el tiempo ser desdeluego muy largo: uno que tenga la masa del Sol durar aproximadamente unos 1066

aos. Por otro lado, los agujeros negros supermasivos tambin terminarandesapareciendo debido a las mismas causas que se han descrito para los otros tamaos

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de agujeros, pero el tiempo de vida que podran tener es, prcticamente,inconmensurable.

Javier de Lucas