Agujero negro

Imagen directa de un agujero negro supermasivo en el núcleo de Messier 87

Simulación animada de un agujero negro Schwarzschild con una galaxia que pasa por detrás. Alrededor del tiempo de alineación, se observa la lente gravitacional extrema de la galaxia.

Un agujero negro es una región del espacio-tiempo donde la gravedad es tan intensa que nada, ni siquiera la luz u otras ondas electromagnéticas, tiene suficiente energía para escapar. La teoría de la relatividad general predice que una masa lo suficientemente compacta puede deformar el espacio-tiempo para formar un agujero negro. El límite de no escape se llama horizonte de eventos. Aunque tiene un gran efecto sobre el destino y las circunstancias de un objeto que lo cruza, no tiene características detectables localmente según la relatividad general. En muchos sentidos, un agujero negro actúa como un cuerpo negro ideal, ya que no refleja luz. Además, la teoría cuántica de campos en el espacio-tiempo curvo predice que los horizontes de eventos emiten radiación de Hawking, con el mismo espectro que un cuerpo negro de una temperatura inversamente proporcional a su masa. Esta temperatura es del orden de mil millonésimas de kelvin para los agujeros negros estelares, lo que hace que sea esencialmente imposible observarlos directamente.

Los objetos cuyos campos gravitatorios son demasiado fuertes para que escape la luz fueron considerados por primera vez en el siglo XVIII por John Michell y Pierre-Simon Laplace. En 1916, Karl Schwarzschild encontró la primera solución moderna de la relatividad general que caracterizaría a un agujero negro. David Finkelstein, en 1958, publicó por primera vez la interpretación de "agujero negro" como una región del espacio de la que nada puede escapar. Durante mucho tiempo, los agujeros negros se consideraron una curiosidad matemática; no fue hasta la década de 1960 que el trabajo teórico demostró que eran una predicción genérica de la relatividad general. El descubrimiento de las estrellas de neutrones por Jocelyn Bell Burnell en 1967 despertó el interés por los objetos compactos colapsados gravitacionalmente como una posible realidad astrofísica. El primer agujero negro conocido fue Cygnus X-1, identificado por varios investigadores de forma independiente en 1971.

Los agujeros negros de masa estelar se forman cuando las estrellas masivas colapsan al final de su ciclo de vida. Una vez que se ha formado un agujero negro, puede crecer absorbiendo masa de su entorno. Los agujeros negros supermasivos de millones de masas solares (M_☉) pueden formarse al absorber otras estrellas y fusionarse con otros agujeros negros. Existe consenso en que existen agujeros negros supermasivos en los centros de la mayoría de las galaxias.

La presencia de un agujero negro se puede inferir a través de su interacción con otra materia y con radiación electromagnética como la luz visible. Cualquier materia que caiga en un agujero negro puede formar un disco de acreción externo calentado por la fricción, formando cuásares, algunos de los objetos más brillantes del universo. Las estrellas que pasan demasiado cerca de un agujero negro supermasivo pueden triturarse en serpentinas que brillan mucho antes de ser 'tragadas'. Si otras estrellas están orbitando un agujero negro, sus órbitas pueden determinar la masa y la ubicación del agujero negro. Estas observaciones se pueden utilizar para excluir posibles alternativas, como las estrellas de neutrones. De esta forma, los astrónomos han identificado numerosos candidatos a agujeros negros estelares en sistemas binarios y han establecido que la fuente de radio conocida como Sagitario A*, en el núcleo de la Vía Láctea, contiene un agujero negro supermasivo de unos 4,3 millones de masas solares.

El 11 de febrero de 2016, la colaboración científica LIGO y la colaboración Virgo anunciaron la primera detección directa de ondas gravitacionales, lo que representa la primera observación de una fusión de agujeros negros. El 10 de abril de 2019, se publicó la primera imagen directa de un agujero negro y sus alrededores, luego de las observaciones realizadas por el Event Horizon Telescope (EHT) en 2017 del agujero negro supermasivo en el centro galáctico de Messier 87. A partir de 2021, el cuerpo conocido más cercano que se cree que es un agujero negro está a unos 1500 años luz (460 parsecs) de distancia (ver la lista de agujeros negros más cercanos). Aunque hasta ahora solo se han encontrado un par de docenas de agujeros negros en la Vía Láctea, se cree que hay cientos de millones, la mayoría de los cuales son solitarios y no emiten radiación. Por lo tanto, solo serían detectables por lentes gravitacionales.

Historia

Vista simulada de un agujero negro frente a la Gran Nube de Magallanes. Observe el efecto de lente gravitacional, que produce dos vistas ampliadas pero altamente distorsionadas de la Nube. En la parte superior, el disco de Vía Láctea aparece distorsionado en un arco. Publicado en 2019.

La idea de un cuerpo tan grande que ni siquiera la luz podría escapar fue propuesta brevemente por el clérigo y pionero astronómico inglés John Michell en una carta publicada en noviembre de 1784. Los cálculos simplistas de Michell suponían que tal cuerpo podría tener la misma densidad como el Sol, y llegó a la conclusión de que se formaría cuando el diámetro de una estrella excede el del Sol por un factor de 500, y su velocidad de escape superficial excede la velocidad habitual de la luz. Michell se refirió a estos cuerpos como estrellas oscuras. Señaló correctamente que tales cuerpos supermasivos pero que no irradian podrían detectarse a través de sus efectos gravitatorios en cuerpos visibles cercanos. Los eruditos de la época estaban inicialmente entusiasmados con la propuesta de que las 'estrellas oscuras' gigantes pero invisibles podría estar escondida a simple vista, pero el entusiasmo se apagó cuando la naturaleza ondulatoria de la luz se hizo evidente a principios del siglo XIX, como si la luz fuera una onda en lugar de una partícula, no estaba claro qué influencia, si es que alguna, tendría la gravedad en la luz que escapa ondas.

La física moderna desacredita la noción de Michell de que un rayo de luz sale disparado directamente de la superficie de una estrella supermasiva, es frenado por la gravedad de la estrella, se detiene y luego vuelve a caer libremente hacia la estrella. 39; superficie de s.

Relatividad general

En 1915, Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad general, habiendo demostrado anteriormente que la gravedad influye en el movimiento de la luz. Solo unos meses después, Karl Schwarzschild encontró una solución a las ecuaciones de campo de Einstein que describen el campo gravitacional de una masa puntual y una masa esférica. Unos meses después de Schwarzschild, Johannes Droste, alumno de Hendrik Lorentz, dio de forma independiente la misma solución para la masa puntual y escribió más extensamente sobre sus propiedades. Esta solución tuvo un comportamiento peculiar en lo que ahora se llama el radio de Schwarzschild, donde se volvió singular, lo que significa que algunos de los términos en las ecuaciones de Einstein se volvieron infinitos. La naturaleza de esta superficie no se entendió del todo en ese momento. En 1924, Arthur Eddington demostró que la singularidad desaparecía después de un cambio de coordenadas (ver coordenadas Eddington-Finkelstein), aunque Georges Lemaître tardó hasta 1933 en darse cuenta de que esto significaba que la singularidad en el radio de Schwarzschild era una singularidad coordinada no física. Sin embargo, Arthur Eddington comentó sobre la posibilidad de una estrella con masa comprimida al radio de Schwarzschild en un libro de 1926, señalando que la teoría de Einstein nos permite descartar densidades demasiado grandes para estrellas visibles como Betelgeuse porque "a estrella de 250 millones de kilómetros de radio no podría tener una densidad tan alta como el Sol. En primer lugar, la fuerza de la gravedad sería tan grande que la luz no podría escapar de ella, los rayos caerían de nuevo a la estrella como una piedra a la tierra. En segundo lugar, el desplazamiento hacia el rojo de las líneas espectrales sería tan grande que el espectro desaparecería. En tercer lugar, la masa produciría tanta curvatura de la métrica del espacio-tiempo que el espacio se cerraría alrededor de la estrella, dejándonos afuera (es decir, en ninguna parte).

En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculó, utilizando la relatividad especial, que un cuerpo no giratorio de materia degenerada de electrones por encima de una determinada masa límite (ahora llamada límite de Chandrasekhar a 1,4 M_☉ ) no tiene soluciones estables. Muchos de sus contemporáneos se opusieron a sus argumentos, como Eddington y Lev Landau, quienes argumentaron que algún mecanismo aún desconocido detendría el colapso. Tenían razón en parte: una enana blanca un poco más masiva que el límite de Chandrasekhar colapsará en una estrella de neutrones, que en sí misma es estable. Pero en 1939, Robert Oppenheimer y otros predijeron que las estrellas de neutrones por encima de otro límite (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff) colapsarían aún más por las razones presentadas por Chandrasekhar, y concluyeron que era probable que ninguna ley de la física interviniera y detuviera al menos algunos estrellas del colapso a agujeros negros. Sus cálculos originales, basados en el principio de exclusión de Pauli, dieron como 0,7 M_☉; la consideración posterior de la repulsión neutrón-neutrón mediada por la fuerza fuerte elevó la estimación a aproximadamente 1,5 M_☉ a 3,0 M_☉. Las observaciones de la fusión de estrellas de neutrones GW170817, que se cree que generó un agujero negro poco después, han refinado la estimación límite de TOV a ~2,17 M_☉.

Oppenheimer y sus coautores interpretaron la singularidad en el límite del radio de Schwarzschild como una indicación de que este era el límite de una burbuja en la que el tiempo se detuvo. Este es un punto de vista válido para los observadores externos, pero no para los observadores caídos. Debido a esta propiedad, las estrellas colapsadas fueron llamadas 'estrellas congeladas', porque un observador externo vería la superficie de la estrella congelada en el tiempo en el instante en que su colapso la lleva al radio de Schwarzschild.

Edad de oro

En 1958, David Finkelstein identificó la superficie de Schwarzschild como un horizonte de eventos, "una membrana unidireccional perfecta: las influencias causales pueden cruzarla en una sola dirección". Esto no contradecía estrictamente los resultados de Oppenheimer, sino que los ampliaba para incluir el punto de vista de los observadores que caían. La solución de Finkelstein amplió la solución de Schwarzschild para el futuro de los observadores que caen en un agujero negro. Martin Kruskal ya había encontrado una extensión completa, a quien se le instó a publicarla.

Estos resultados llegaron al comienzo de la era dorada de la relatividad general, que estuvo marcada por la relatividad general y los agujeros negros que se convirtieron en temas de investigación principales. Este proceso fue ayudado por el descubrimiento de púlsares por Jocelyn Bell Burnell en 1967, que, en 1969, se demostró que eran estrellas de neutrones que giran rápidamente. Hasta ese momento, las estrellas de neutrones, como los agujeros negros, se consideraban solo curiosidades teóricas; pero el descubrimiento de los púlsares mostró su relevancia física y estimuló un mayor interés en todo tipo de objetos compactos que podrían formarse por colapso gravitatorio.

En este período se encontraron soluciones de agujeros negros más generales. En 1963, Roy Kerr encontró la solución exacta para un agujero negro en rotación. Dos años más tarde, Ezra Newman encontró la solución axisimétrica para un agujero negro que gira y está cargado eléctricamente. A través del trabajo de Werner Israel, Brandon Carter y David Robinson, surgió el teorema sin cabello, que establece que la solución de un agujero negro estacionario se describe completamente mediante los tres parámetros de la métrica de Kerr-Newman: masa, momento angular y carga eléctrica.

Al principio, se sospechó que las extrañas características de las soluciones de los agujeros negros eran artefactos patológicos de las condiciones de simetría impuestas, y que las singularidades no aparecerían en situaciones genéricas. Esta opinión fue sostenida en particular por Vladimir Belinsky, Isaak Khalatnikov y Evgeny Lifshitz, quienes intentaron demostrar que no aparecen singularidades en las soluciones genéricas. Sin embargo, a fines de la década de 1960, Roger Penrose y Stephen Hawking utilizaron técnicas globales para demostrar que las singularidades aparecen de forma genérica. Por este trabajo, Penrose recibió la mitad del Premio Nobel de Física 2020, ya que Hawking murió en 2018. Según las observaciones en Greenwich y Toronto a principios de la década de 1970, Cygnus X-1, una fuente galáctica de rayos X descubierta en 1964, se convirtió en el primer objeto astronómico comúnmente aceptado como un agujero negro.

El trabajo de James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter y Hawking a principios de la década de 1970 condujo a la formulación de la termodinámica de los agujeros negros. Estas leyes describen el comportamiento de un agujero negro en estrecha analogía con las leyes de la termodinámica al relacionar la masa con la energía, el área con la entropía y la gravedad superficial con la temperatura. La analogía se completó cuando Hawking, en 1974, demostró que la teoría cuántica de campos implica que los agujeros negros deberían radiar como un cuerpo negro con una temperatura proporcional a la gravedad superficial del agujero negro, prediciendo el efecto que ahora se conoce como radiación de Hawking.

Etimología

John Michell usó el término "estrella oscura" en una carta de noviembre de 1783 a Henry Cavendish, y a principios del siglo XX, los físicos utilizaron el término "objeto colapsado gravitacionalmente". La escritora científica Marcia Bartusiak rastrea el término "agujero negro" al físico Robert H. Dicke, quien a principios de la década de 1960 supuestamente comparó el fenómeno con el Agujero Negro de Calcuta, conocido como una prisión donde la gente entra pero nunca sale con vida.

El término "agujero negro" fue utilizado en forma impresa por las revistas Life y Science News en 1963, y por la periodista científica Ann Ewing en su artículo "'Agujeros negros' in Space", fechado el 18 de enero de 1964, que era un informe sobre una reunión de la Asociación Estadounidense para el Avance de la Ciencia celebrada en Cleveland, Ohio.

En diciembre de 1967, un estudiante sugirió la frase "agujero negro" en una conferencia de John Wheeler; Wheeler adoptó el término por su brevedad y "valor publicitario", y rápidamente se popularizó, lo que llevó a algunos a reconocer que Wheeler acuñó la frase.

Propiedades y estructura

Ilustración simple de un agujero negro no brillante

Representación artística de un agujero negro y sus características

El teorema sin cabello postula que, una vez que alcanza una condición estable después de la formación, un agujero negro tiene solo tres propiedades físicas independientes: masa, carga eléctrica y momento angular; por lo demás, el agujero negro no tiene rasgos distintivos. Si la conjetura es cierta, dos agujeros negros cualesquiera que compartan los mismos valores para estas propiedades, o parámetros, son indistinguibles entre sí. El grado en que la conjetura es cierta para los agujeros negros reales según las leyes de la física moderna es actualmente un problema sin resolver.

Estas propiedades son especiales porque son visibles desde el exterior de un agujero negro. Por ejemplo, un agujero negro cargado repele otras cargas como cualquier otro objeto cargado. De manera similar, la masa total dentro de una esfera que contiene un agujero negro se puede encontrar usando el análogo gravitacional de la ley de Gauss (a través de la masa ADM), lejos del agujero negro. Del mismo modo, el momento angular (o espín) se puede medir desde lejos utilizando el arrastre de cuadros por el campo gravitomagnético, por ejemplo, a través del efecto Lense-Thirring.

Cuando un objeto cae en un agujero negro, cualquier información sobre la forma del objeto o la distribución de carga en él se distribuye uniformemente a lo largo del horizonte del agujero negro y se pierde para los observadores externos. El comportamiento del horizonte en esta situación es un sistema disipativo que es muy similar al de una membrana conductora elástica con fricción y resistencia eléctrica: el paradigma de la membrana. Esto es diferente de otras teorías de campo como el electromagnetismo, que no tienen fricción ni resistividad a nivel microscópico, porque son reversibles en el tiempo. Debido a que un agujero negro finalmente alcanza un estado estable con solo tres parámetros, no hay forma de evitar perder información sobre las condiciones iniciales: los campos gravitatorios y eléctricos de un agujero negro brindan muy poca información sobre lo que entró. La información que se pierde incluye todas las cantidades que no se pueden medir lejos del horizonte del agujero negro, incluidos los números cuánticos aproximadamente conservados, como el número total de bariones y el número de leptones. Este comportamiento es tan desconcertante que se le ha llamado la paradoja de pérdida de información del agujero negro.

Dilatación de tiempo gravitacional alrededor de un agujero negro

Propiedades físicas

Los agujeros negros estáticos más simples tienen masa, pero no tienen carga eléctrica ni momento angular. Estos agujeros negros a menudo se denominan agujeros negros de Schwarzschild en honor a Karl Schwarzschild, quien descubrió esta solución en 1916. Según el teorema de Birkhoff, es la única solución de vacío que es esféricamente simétrica. Esto significa que no hay diferencia observable a distancia entre el campo gravitatorio de un agujero negro de este tipo y el de cualquier otro objeto esférico de la misma masa. La noción popular de un agujero negro "absorbiéndolo todo" en su entorno, por lo tanto, es correcto solo cerca del horizonte de un agujero negro; lejos, el campo gravitatorio externo es idéntico al de cualquier otro cuerpo de la misma masa.

También existen soluciones que describen agujeros negros más generales. Los agujeros negros cargados que no giran se describen mediante la métrica de Reissner-Nordström, mientras que la métrica de Kerr describe un agujero negro giratorio sin carga. La solución de agujero negro estacionario más general que se conoce es la métrica de Kerr-Newman, que describe un agujero negro con carga y momento angular.

Si bien la masa de un agujero negro puede tomar cualquier valor positivo, la carga y el momento angular están limitados por la masa. Se espera que la carga eléctrica total Q y el momento angular total J satisfagan la desigualdad

Q24π π ε ε 0+c2J2GM2≤ ≤ GM2{displaystyle {frac {f}{4piepsilon - ¿Qué? {c^{2}J^{2}{2}}leq GM^{2}

para un agujero negro de masa M. Los agujeros negros con la mínima masa posible que satisface esta desigualdad se denominan extremos. Existen soluciones de las ecuaciones de Einstein que violan esta desigualdad, pero no poseen un horizonte de eventos. Estas soluciones tienen las llamadas singularidades desnudas que se pueden observar desde el exterior y, por lo tanto, se consideran no físicas. La hipótesis de la censura cósmica descarta la formación de tales singularidades, cuando se crean a través del colapso gravitacional de la materia realista. Esto está respaldado por simulaciones numéricas.

Debido a la fuerza relativamente grande de la fuerza electromagnética, se espera que los agujeros negros que se forman a partir del colapso de las estrellas retengan la carga casi neutra de la estrella. Sin embargo, se espera que la rotación sea una característica universal de los objetos astrofísicos compactos. La fuente binaria de rayos X candidata a agujero negro GRS 1915+105 parece tener un momento angular cercano al valor máximo permitido. Ese límite no cargado es

J≤ ≤ GM2c,{displaystyle J'leq {frac {GM^{2} {c}}}}}

permitiendo la definición de un parámetro de espín adimensional tal que

0≤ ≤ cJGM2≤ ≤ 1.{displaystyle 0leq {fnMicroc {CJ}{2}}leq 1.}

Los agujeros negros se clasifican comúnmente según su masa, independientemente del momento angular, J. El tamaño de un agujero negro, determinado por el radio del horizonte de sucesos, o radio de Schwarzschild, es proporcional a la masa, M, a través de

rs=2GMc2.. 2.95MM⊙ ⊙ km,{displaystyle r_{mathrm}={frac {2GM}}approx 2.95,{frac {m}{odot {km,} {}} {km,}

donde r_s es el radio de Schwarzschild y M_☉ es la masa del Sol. Para un agujero negro con espín distinto de cero y/o carga eléctrica, el radio es más pequeño, hasta que un agujero negro extremo podría tener un horizonte de eventos cercano a

r+=GMc2.{displaystyle r_{mathrm {+}={frac {GM} {c^{2}}}

Horizonte de eventos

Lejos del agujero negro, una partícula puede moverse en cualquier dirección, como lo ilustra el conjunto de flechas. Está restringido sólo por la velocidad de la luz.

Más cerca del agujero negro, la hora espacial comienza a deformarse. Hay más caminos hacia el agujero negro que caminos que se alejan.

Dentro del horizonte del evento, todos los caminos acercan la partícula al centro del agujero negro. Ya no es posible que la partícula escape.

La característica definitoria de un agujero negro es la aparición de un horizonte de sucesos, un límite en el espacio-tiempo a través del cual la materia y la luz solo pueden pasar hacia la masa del agujero negro. Nada, ni siquiera la luz, puede escapar del interior del horizonte de sucesos. El horizonte de eventos se denomina así porque si ocurre un evento dentro del límite, la información de ese evento no puede llegar a un observador externo, lo que hace imposible determinar si tal evento ocurrió.

Como predice la relatividad general, la presencia de una masa deforma el espacio-tiempo de tal manera que los caminos que toman las partículas se doblan hacia la masa. En el horizonte de eventos de un agujero negro, esta deformación se vuelve tan fuerte que no hay caminos que se alejen del agujero negro.

Para un observador distante, los relojes cerca de un agujero negro parecerían funcionar más lentamente que los que están más lejos del agujero negro. Debido a este efecto, conocido como dilatación del tiempo gravitacional, un objeto que cae en un agujero negro parece disminuir su velocidad a medida que se acerca al horizonte de sucesos, y tarda un tiempo infinito en alcanzarlo. Al mismo tiempo, todos los procesos en este objeto se ralentizan, desde el punto de vista de un observador externo fijo, lo que hace que cualquier luz emitida por el objeto parezca más roja y más tenue, un efecto conocido como corrimiento al rojo gravitacional. Eventualmente, el objeto que cae se desvanece hasta que ya no se puede ver. Por lo general, este proceso ocurre muy rápidamente y un objeto desaparece de la vista en menos de un segundo.

Por otro lado, los observadores indestructibles que caen en un agujero negro no notan ninguno de estos efectos cuando cruzan el horizonte de sucesos. Según sus propios relojes, que les parece que funcionan con normalidad, cruzan el horizonte de eventos después de un tiempo finito sin notar ningún comportamiento singular; en la relatividad general clásica, es imposible determinar la ubicación del horizonte de eventos a partir de observaciones locales, debido al principio de equivalencia de Einstein.

La topología del horizonte de sucesos de un agujero negro en equilibrio es siempre esférica. Para los agujeros negros no giratorios (estáticos), la geometría del horizonte de eventos es precisamente esférica, mientras que para los agujeros negros giratorios, el horizonte de eventos es achatado.

Singularidad

En el centro de un agujero negro, tal como lo describe la relatividad general, puede haber una singularidad gravitatoria, una región donde la curvatura del espacio-tiempo se vuelve infinita. Para un agujero negro que no gira, esta región toma la forma de un solo punto; para un agujero negro giratorio, se mancha para formar una singularidad de anillo que se encuentra en el plano de rotación. En ambos casos, la región singular tiene volumen cero. También se puede demostrar que la región singular contiene toda la masa de la solución del agujero negro. Por lo tanto, se puede pensar que la región singular tiene una densidad infinita.

Los observadores que caen en un agujero negro de Schwarzschild (es decir, sin rotación y sin carga) no pueden evitar ser llevados a la singularidad una vez que cruzan el horizonte de eventos. Pueden prolongar la experiencia acelerando para frenar su descenso, pero solo hasta un límite. Cuando alcanzan la singularidad, son aplastados hasta una densidad infinita y su masa se suma al total del agujero negro. Antes de que eso suceda, habrán sido desgarrados por las crecientes fuerzas de las mareas en un proceso que a veces se denomina espaguetización o el 'efecto fideos'.

En el caso de un agujero negro cargado (Reissner-Nordström) o giratorio (Kerr), es posible evitar la singularidad. Extender estas soluciones tanto como sea posible revela la posibilidad hipotética de salir del agujero negro a un espacio-tiempo diferente con el agujero negro actuando como un agujero de gusano. La posibilidad de viajar a otro universo es, sin embargo, sólo teórica ya que cualquier perturbación destruiría esta posibilidad. También parece posible seguir curvas temporales cerradas (regresando al propio pasado) alrededor de la singularidad de Kerr, lo que conduce a problemas de causalidad como la paradoja del abuelo. Se espera que ninguno de estos efectos peculiares sobreviva en un tratamiento cuántico adecuado de los agujeros negros giratorios y cargados.

La aparición de singularidades en la relatividad general se percibe comúnmente como una señal del colapso de la teoría. Este desglose, sin embargo, se espera; ocurre en una situación en la que los efectos cuánticos deberían describir estas acciones, debido a la densidad extremadamente alta y, por lo tanto, a las interacciones de partículas. Hasta la fecha, no ha sido posible combinar los efectos cuánticos y gravitacionales en una sola teoría, aunque existen intentos de formular tal teoría de la gravedad cuántica. En general, se espera que tal teoría no presente ninguna singularidad.

Esfera de fotones

La esfera de fotones es un límite esférico de espesor cero en el que los fotones que se mueven tangentes a esa esfera quedarían atrapados en una órbita circular alrededor del agujero negro. Para los agujeros negros que no giran, la esfera de fotones tiene un radio de 1,5 veces el radio de Schwarzschild. Sus órbitas serían dinámicamente inestables, por lo tanto, cualquier pequeña perturbación, como una partícula de materia que cae, causaría una inestabilidad que crecería con el tiempo, ya sea poniendo al fotón en una trayectoria hacia el exterior haciendo que escape del agujero negro, o hacia el interior. espiral donde eventualmente cruzaría el horizonte de sucesos.

Si bien la luz todavía puede escapar de la esfera de fotones, cualquier luz que cruce la esfera de fotones en una trayectoria de entrada será capturada por el agujero negro. Por lo tanto, cualquier luz que llegue a un observador externo desde la esfera de fotones debe haber sido emitida por objetos entre la esfera de fotones y el horizonte de eventos. Para un agujero negro de Kerr, el radio de la esfera del fotón depende del parámetro de espín y de los detalles de la órbita del fotón, que puede ser progrado (el fotón gira en el mismo sentido que el espín del agujero negro) o retrógrado.

Ergosfera

La energía es una región fuera del horizonte del evento, donde los objetos no pueden permanecer en su lugar.

Los agujeros negros en rotación están rodeados por una región del espacio-tiempo en la que es imposible quedarse quieto, llamada ergosfera. Este es el resultado de un proceso conocido como arrastre de fotogramas; la relatividad general predice que cualquier masa en rotación tenderá a 'arrastrarse' ligeramente; a lo largo del espacio-tiempo que lo rodea inmediatamente. Cualquier objeto cerca de la masa giratoria tenderá a comenzar a moverse en la dirección de rotación. Para un agujero negro en rotación, este efecto es tan fuerte cerca del horizonte de eventos que un objeto tendría que moverse más rápido que la velocidad de la luz en la dirección opuesta para quedarse quieto.

La ergosfera de un agujero negro es un volumen delimitado por el horizonte de eventos del agujero negro y la ergosuperficie, que coincide con el horizonte de eventos en los polos pero está a una distancia mucho mayor alrededor del ecuador.

Los objetos y la radiación pueden escapar normalmente de la ergosfera. A través del proceso de Penrose, los objetos pueden emerger de la ergosfera con más energía de la que entraron. La energía adicional se toma de la energía de rotación del agujero negro. Por lo tanto, la rotación del agujero negro se ralentiza. Una variación del proceso de Penrose en presencia de fuertes campos magnéticos, el proceso de Blandford-Znajek se considera un mecanismo probable para la enorme luminosidad y los chorros relativistas de los cuásares y otros núcleos galácticos activos.

Órbita circular estable más interna (ISCO)

En la gravedad newtoniana, las partículas de prueba pueden orbitar de forma estable a distancias arbitrarias de un objeto central. En relatividad general, sin embargo, existe una órbita circular estable más interna (a menudo llamada ISCO), dentro de la cual, cualquier perturbación infinitesimal de una órbita circular conducirá a la inspiración en el agujero negro. La ubicación de la ISCO depende del giro del agujero negro, en el caso de un agujero negro de Schwarzschild (giro cero) es:

rISCO=3rs=6GMc2,{displaystyle r_{rm {}=3,r_{s}={frac} {6,GM}{c^{2}}}}

y disminuye al aumentar el giro del agujero negro para las partículas que orbitan en la misma dirección que el giro.

Formación y evolución

Dado el carácter extraño de los agujeros negros, durante mucho tiempo se cuestionó si tales objetos podrían existir realmente en la naturaleza o si eran simplemente soluciones patológicas a las ecuaciones de Einstein. El propio Einstein pensó erróneamente que los agujeros negros no se formarían, porque sostenía que el momento angular de las partículas que colapsaban estabilizaría su movimiento en algún radio. Esto llevó a la comunidad de la relatividad general a descartar todos los resultados contrarios durante muchos años. Sin embargo, una minoría de relativistas siguió sosteniendo que los agujeros negros eran objetos físicos y, a fines de la década de 1960, habían convencido a la mayoría de los investigadores en el campo de que no hay ningún obstáculo para la formación de un horizonte de eventos.

Penrose demostró que una vez que se forma un horizonte de eventos, la relatividad general sin mecánica cuántica requiere que se forme una singularidad en su interior. Poco después, Hawking demostró que muchas soluciones cosmológicas que describen el Big Bang tienen singularidades sin campos escalares u otra materia exótica (ver "Teoremas de singularidad de Penrose-Hawking"). La solución de Kerr, el teorema de la ausencia de cabello y las leyes de la termodinámica de los agujeros negros demostraron que las propiedades físicas de los agujeros negros eran simples y comprensibles, lo que los convertía en sujetos de investigación respetables. Los agujeros negros convencionales se forman por el colapso gravitacional de objetos pesados como las estrellas, pero en teoría también pueden formarse por otros procesos.

Colapso gravitatorio

La nube de gas se desgarra por agujero negro en el centro de la Vía Láctea (observaciones de 2006, 2010 y 2013 se muestran en azul, verde y rojo, respectivamente).

El colapso gravitacional ocurre cuando la presión interna de un objeto es insuficiente para resistir la propia gravedad del objeto. Para las estrellas, esto suele ocurrir porque una estrella tiene muy poco "combustible" se deja mantener su temperatura a través de la nucleosíntesis estelar, o porque una estrella que habría sido estable recibe materia adicional de una manera que no eleva su temperatura central. En cualquier caso, la temperatura de la estrella ya no es lo suficientemente alta como para evitar que colapse por su propio peso. El colapso puede ser detenido por la presión de degeneración de los constituyentes de la estrella, lo que permite la condensación de la materia en un estado exótico más denso. El resultado es uno de los varios tipos de estrella compacta. El tipo que se forme depende de la masa del remanente de la estrella original que queda si las capas exteriores han desaparecido (por ejemplo, en una supernova de Tipo II). La masa del remanente, el objeto colapsado que sobrevive a la explosión, puede ser sustancialmente menor que la de la estrella original. Los remanentes que superan los 5 M_☉ son producidos por estrellas que tenían más de 20 M_☉ antes del colapso.

Si la masa del remanente supera los 3–4 M_☉ (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff), ya sea porque la estrella original era muy pesada o porque el remanente recolectó masa adicional a través de la acumulación de materia, incluso la presión de degeneración de los neutrones es insuficiente para detener el colapso. Ningún mecanismo conocido (excepto posiblemente la presión de degeneración de los quarks, ver quark estrella) es lo suficientemente poderoso para detener la implosión y el objeto colapsará inevitablemente para formar un agujero negro.

La impresión del artista de la semilla de agujero negro supermasivo

Se supone que el colapso gravitacional de estrellas pesadas es responsable de la formación de agujeros negros de masa estelar. La formación de estrellas en el universo temprano puede haber dado lugar a estrellas muy masivas, que en su colapso habría producido agujeros negros de hasta 10³M_☉. Estos agujeros negros podrían ser las semillas de los agujeros negros supermasivos encontrados en los centros de la mayoría de las galaxias. Se ha sugerido además que agujeros negros masivos con masas típicas de ~10⁵M_☉ podría haberse formado por el colapso directo de las nubes de gas en el joven universo. Estos objetos masivos se han propuesto como las semillas que eventualmente formaron los primeros quasars observados ya en redshift z♪ ♪ 7{displaystyle zsim 7}. Algunos candidatos para tales objetos han sido encontrados en observaciones del joven universo.

Mientras que la mayor parte de la energía liberada durante el colapso gravitacional se emite muy rápidamente, un observador externo en realidad no ve el final de este proceso. Aunque el colapso toma una cantidad finita de tiempo desde el marco de referencia de la materia que cae, un observador distante vería que el material que cae se desacelera y se detiene justo por encima del horizonte de eventos, debido a la dilatación del tiempo gravitacional. La luz del material que colapsa tarda cada vez más en llegar al observador, y la luz emitida justo antes de que se forme el horizonte de sucesos se retrasó una cantidad infinita de tiempo. Así, el observador externo nunca ve la formación del horizonte de sucesos; en cambio, el material que colapsa parece volverse más tenue y cada vez más desplazado hacia el rojo, y finalmente se desvanece.

Agujeros negros primordiales y el Big Bang

El colapso gravitacional requiere una gran densidad. En la época actual del universo estas altas densidades se encuentran sólo en estrellas, pero en el universo temprano poco después de que las densidades del Big Bang fueran mucho mayores, posiblemente permitiendo la creación de agujeros negros. La alta densidad por sí sola no es suficiente para permitir la formación de agujeros negros ya que una distribución de masa uniforme no permitirá que la masa se amontone. Para que los agujeros negros primordiales se hayan formado en un medio tan denso, debe haber habido perturbaciones de densidad inicial que podrían entonces crecer bajo su propia gravedad. Diferentes modelos para el universo temprano varían ampliamente en sus predicciones de la escala de estas fluctuaciones. Varios modelos predicen la creación de agujeros negros primordiales que van en tamaño desde una masa Planck (mP=▪ ▪ c/G{displaystyle ¿Qué?. 1.2×10¹⁹GeV/c2. 2.2×10⁻⁸kg) a cientos de miles de masas solares.

A pesar de que el universo primitivo era extremadamente denso, mucho más de lo que normalmente se requiere para formar un agujero negro, no volvió a colapsar en un agujero negro durante el Big Bang. Los modelos para el colapso gravitatorio de objetos de tamaño relativamente constante, como las estrellas, no se aplican necesariamente de la misma manera al espacio en rápida expansión como el Big Bang.

Colisiones de alta energía

Evento simulado en el detector CMS: una colisión en la que se puede crear un micro agujero negro

El colapso gravitatorio no es el único proceso que podría crear agujeros negros. En principio, los agujeros negros podrían formarse en colisiones de alta energía que alcanzan suficiente densidad. A partir de 2002, no se han detectado eventos de este tipo, ya sea directa o indirectamente como una deficiencia del balance de masa en los experimentos con aceleradores de partículas. Esto sugiere que debe haber un límite inferior para la masa de los agujeros negros. Teóricamente, se espera que este límite se encuentre alrededor de la masa de Planck, donde se espera que los efectos cuánticos invaliden las predicciones de la relatividad general. Esto pondría la creación de agujeros negros firmemente fuera del alcance de cualquier proceso de alta energía que ocurra en la Tierra o cerca de ella. Sin embargo, ciertos desarrollos en la gravedad cuántica sugieren que la masa mínima del agujero negro podría ser mucho más baja: algunos escenarios de braneworld, por ejemplo, ponen el límite tan bajo como 1 TeV/c². Esto haría posible que se crearan microagujeros negros en las colisiones de alta energía que ocurren cuando los rayos cósmicos golpean la atmósfera de la Tierra, o posiblemente en el Gran Colisionador de Hadrones en el CERN. Estas teorías son muy especulativas, y muchos especialistas consideran improbable la creación de agujeros negros en estos procesos. Incluso si se pudieran formar microagujeros negros, se espera que se evaporen en aproximadamente 10⁻²⁵ segundos, sin representar una amenaza para la Tierra.

Crecimiento

Una vez que se ha formado un agujero negro, puede seguir creciendo absorbiendo materia adicional. Cualquier agujero negro absorberá continuamente gas y polvo interestelar de su entorno. Este proceso de crecimiento es una forma posible a través de la cual se pueden haber formado algunos agujeros negros supermasivos, aunque la formación de agujeros negros supermasivos es todavía un campo de investigación abierto. Se ha sugerido un proceso similar para la formación de agujeros negros de masa intermedia que se encuentran en cúmulos globulares. Los agujeros negros también pueden fusionarse con otros objetos como estrellas o incluso con otros agujeros negros. Se cree que esto fue importante, especialmente en el crecimiento temprano de los agujeros negros supermasivos, que podrían haberse formado a partir de la agregación de muchos objetos más pequeños. El proceso también se ha propuesto como el origen de algunos agujeros negros de masa intermedia.

Evaporación

En 1974, Hawking predijo que los agujeros negros no son completamente negros, sino que emiten pequeñas cantidades de radiación térmica a una temperatura ℏc³/(8πGMkB); este efecto se conoce como radiación de Hawking. Al aplicar la teoría del campo cuántico al fondo de un agujero negro estático, determinó que un agujero negro debe emitir partículas que muestran un espectro de cuerpo negro perfecto. Desde la publicación de Hawking, muchos otros han verificado el resultado a través de varios enfoques. Si la teoría de la radiación de los agujeros negros de Hawking es correcta, entonces se espera que los agujeros negros se encojan y se evaporen con el tiempo a medida que pierden masa por la emisión de fotones y otras partículas. La temperatura de este espectro térmico (temperatura de Hawking) es proporcional a la gravedad de la superficie del agujero negro, que, para un agujero negro de Schwarzschild, es inversamente proporcional a la masa. Por lo tanto, los agujeros negros grandes emiten menos radiación que los agujeros negros pequeños.

Un agujero negro estelar de 1 M_☉ tiene una temperatura de Hawking de 62 nanokelvins. Esto es mucho menos que la temperatura de 2,7 K de la radiación de fondo cósmico de microondas. Los agujeros negros de masa estelar o más grandes reciben más masa del fondo cósmico de microondas que la que emiten a través de la radiación de Hawking y, por lo tanto, crecerán en lugar de reducirse. Para tener una temperatura de Hawking superior a 2,7 K (y poder evaporarse), un agujero negro necesitaría una masa menor que la Luna. Tal agujero negro tendría un diámetro de menos de una décima de milímetro.

Si un agujero negro es muy pequeño, se espera que los efectos de la radiación sean muy fuertes. Un agujero negro con la masa de un automóvil tendría un diámetro de unos 10⁻²⁴ m y tardaría un nanosegundo en evaporarse, tiempo durante el cual tendría brevemente una luminosidad de más de 200 veces la del Sol. Se espera que los agujeros negros de menor masa se evaporen aún más rápido; por ejemplo, un agujero negro de masa 1 TeV/c² tardaría menos de 10⁻⁸⁸ segundos en evaporarse por completo. Para un agujero negro tan pequeño, se espera que los efectos de la gravedad cuántica desempeñen un papel importante y, hipotéticamente, podrían hacer que un agujero negro tan pequeño sea estable, aunque los desarrollos actuales en la gravedad cuántica no indican que este sea el caso.

Se prevé que la radiación de Hawking para un agujero negro astrofísico sea muy débil y, por lo tanto, sería extremadamente difícil de detectar desde la Tierra. Sin embargo, una posible excepción es el estallido de rayos gamma emitidos en la última etapa de la evaporación de los agujeros negros primordiales. Las búsquedas de tales destellos han resultado infructuosas y proporcionan límites estrictos sobre la posibilidad de existencia de agujeros negros primordiales de baja masa. El telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA, lanzado en 2008, continuará la búsqueda de estos destellos.

Si los agujeros negros se evaporan a través de la radiación de Hawking, un agujero negro de masa solar se evaporará (comenzando una vez que la temperatura del fondo cósmico de microondas caiga por debajo de la del agujero negro) durante un período de 10⁶⁴ años.. Un agujero negro supermasivo con una masa de 10¹¹ M _☉ se evaporará en alrededor de 2×10¹⁰⁰ años. Se predice que algunos agujeros negros monstruosos en el universo seguirán creciendo hasta quizás 10¹⁴ M_☉ durante el colapso de los supercúmulos de galaxias. Incluso estos se evaporarían en una escala de tiempo de hasta 10¹⁰⁶ años.

Evidencia observacional

Por naturaleza, los agujeros negros no emiten ninguna radiación electromagnética que no sea la hipotética radiación de Hawking, por lo que los astrofísicos que buscan agujeros negros generalmente deben confiar en observaciones indirectas. Por ejemplo, a veces se puede inferir la existencia de un agujero negro al observar su influencia gravitacional en su entorno.

El 10 de abril de 2019, se publicó una imagen de un agujero negro, que se ve ampliada porque los caminos de luz cerca del horizonte de eventos están muy doblados. La sombra oscura en el medio resulta de los caminos de luz absorbidos por el agujero negro. La imagen está en color falso, ya que el halo de luz detectado en esta imagen no está en el espectro visible, sino en ondas de radio.

La impresión de este artista representa los caminos de los fotones en las inmediaciones de un agujero negro. La curva gravitacional y la captura de la luz por el horizonte del evento es la causa de la sombra capturada por el telescopio Horizonte del Evento.

El Event Horizon Telescope (EHT) es un programa activo que observa directamente el entorno inmediato de los agujeros negros. horizontes de eventos, como el agujero negro en el centro de la Vía Láctea. En abril de 2017, EHT comenzó a observar el agujero negro en el centro de Messier 87. "En total, ocho observatorios de radio en seis montañas y cuatro continentes observaron la galaxia en Virgo de forma intermitente durante 10 días en abril de 2017". para proporcionar los datos que arrojaron la imagen en abril de 2019. Después de dos años de procesamiento de datos, EHT lanzó la primera imagen directa de un agujero negro; en concreto, el agujero negro supermasivo que se encuentra en el centro de la citada galaxia. Lo que es visible no es el agujero negro, que se muestra como negro debido a la pérdida de toda la luz dentro de esta región oscura. En cambio, son los gases en el borde del horizonte de eventos (que se muestran en naranja o rojo) los que definen el agujero negro.

El 12 de mayo de 2022, el EHT publicó la primera imagen de Sagitario A*, el agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea. La imagen publicada mostraba la misma estructura en forma de anillo y la misma sombra circular que se ve en el agujero negro M87*, y la imagen se creó utilizando las mismas técnicas que para el agujero negro M87. Sin embargo, el proceso de obtención de imágenes de Sagittarius A*, que es más de mil veces más pequeño y menos masivo que M87*, fue significativamente más complejo debido a la inestabilidad de su entorno. La imagen de Sagitario A* también fue parcialmente borrosa por el plasma turbulento en el camino hacia el centro galáctico, un efecto que impide la resolución de la imagen en longitudes de onda más largas.

El brillo de este material en el 'fondo' Se cree que la mitad de la imagen EHT procesada es causada por el haz Doppler, por lo que el material que se acerca al observador a velocidades relativistas se percibe como más brillante que el material que se aleja. En el caso de un agujero negro, este fenómeno implica que el material visible gira a velocidades relativistas (>1.000 km/s [2.200.000 mph]), las únicas velocidades a las que es posible equilibrar centrífugamente la inmensa atracción gravitatoria del singularidad, y por lo tanto permanecer en órbita sobre el horizonte de eventos. Esta configuración de material brillante implica que el EHT observó M87* desde una perspectiva capturando el disco de acreción del agujero negro casi de canto, mientras todo el sistema giraba en el sentido de las agujas del reloj. Sin embargo, la lente gravitacional extrema asociada con los agujeros negros produce la ilusión de una perspectiva que ve el disco de acreción desde arriba. En realidad, la mayor parte del anillo en la imagen EHT se creó cuando la luz emitida por el lado opuesto del disco de acreción se dobló alrededor del pozo de gravedad del agujero negro y escapó, lo que significa que la mayoría de las perspectivas posibles en M87* pueden ver todo el disco, incluso el que está directamente detrás de la "sombra".

En 2015, el EHT detectó campos magnéticos justo fuera del horizonte de eventos de Sagitario A* e incluso discernió algunas de sus propiedades. Las líneas de campo que atraviesan el disco de acreción eran una mezcla compleja de orden y enredo. Los estudios teóricos de los agujeros negros habían predicho la existencia de campos magnéticos.

Predecido aspecto de un agujero negro no roto con anillo toroidal de materia ionizada, como se ha propuesto como modelo para Sagitario A*. La asimetría se debe al efecto Doppler resultante de la enorme velocidad orbital necesaria para el equilibrio centrífugo de la poderosa atracción gravitacional del agujero.

Detección de ondas gravitacionales de la fusión de agujeros negros

El 14 de septiembre de 2015, el observatorio de ondas gravitacionales LIGO realizó la primera observación directa exitosa de ondas gravitacionales. La señal fue consistente con las predicciones teóricas para las ondas gravitacionales producidas por la fusión de dos agujeros negros: uno con alrededor de 36 masas solares y el otro alrededor de 29 masas solares. Esta observación proporciona la evidencia más concreta de la existencia de agujeros negros hasta la fecha. Por ejemplo, la señal de la onda gravitatoria sugiere que la separación de los dos objetos antes de la fusión era de solo 350 km (o aproximadamente cuatro veces el radio de Schwarzschild correspondiente a las masas inferidas). Por lo tanto, los objetos deben haber sido extremadamente compactos, dejando a los agujeros negros como la interpretación más plausible.

Más importante aún, la señal observada por LIGO también incluyó el inicio del ringdown posterior a la fusión, la señal producida cuando el objeto compacto recién formado se establece en un estado estacionario. Podría decirse que el ringdown es la forma más directa de observar un agujero negro. A partir de la señal LIGO, es posible extraer la frecuencia y el tiempo de amortiguamiento del modo dominante del ringdown. A partir de estos, es posible inferir la masa y el momento angular del objeto final, que coinciden con las predicciones independientes de las simulaciones numéricas de la fusión. La frecuencia y el tiempo de decaimiento del modo dominante están determinados por la geometría de la esfera de fotones. Por lo tanto, la observación de este modo confirma la presencia de una esfera de fotones; sin embargo, no puede excluir posibles alternativas exóticas a los agujeros negros que son lo suficientemente compactos para tener una esfera de fotones.

La observación también proporciona la primera evidencia observacional de la existencia de agujeros negros binarios de masa estelar. Además, es la primera evidencia observacional de agujeros negros de masa estelar que pesan 25 masas solares o más.

Desde entonces, se han observado muchos más eventos de ondas gravitacionales.

Movimientos propios de las estrellas que orbitan alrededor de Sagitario A*

Los movimientos propios de las estrellas cerca del centro de nuestra propia Vía Láctea proporcionan una fuerte evidencia de observación de que estas estrellas están orbitando un agujero negro supermasivo. Desde 1995, los astrónomos han seguido los movimientos de 90 estrellas que orbitan alrededor de un objeto invisible que coincide con la fuente de radio Sagitario A*. Al adaptar sus movimientos a las órbitas keplerianas, los astrónomos pudieron inferir, en 1998, que un 2.6×10⁶ M_☉ el objeto debe estar contenido en un volumen con un radio de 0,02 años luz para provocar los movimientos de esas estrellas. Desde entonces, una de las estrellas, llamada S2, ha completado una órbita completa. A partir de los datos orbitales, los astrónomos pudieron refinar los cálculos de la masa a 4.3×10⁶ M_☉ y un radio de menos de 0,002 años luz para el objeto que causa el movimiento orbital de esas estrellas. El límite superior del tamaño del objeto sigue siendo demasiado grande para probar si es más pequeño que su radio de Schwarzschild; sin embargo, estas observaciones sugieren fuertemente que el objeto central es un agujero negro supermasivo ya que no hay otros escenarios plausibles para confinar tanta masa invisible en un volumen tan pequeño. Además, existe alguna evidencia observacional de que este objeto podría poseer un horizonte de eventos, una característica exclusiva de los agujeros negros.

Acumulación de materia

Agujero negro con corona, fuente de rayos X (concepto del artista)

Debido a la conservación del momento angular, el gas que cae en el pozo gravitatorio creado por un objeto masivo normalmente formará una estructura similar a un disco alrededor del objeto. Artistas' las impresiones, como la representación adjunta de un agujero negro con corona, comúnmente representan el agujero negro como si fuera un cuerpo de espacio plano que oculta la parte del disco justo detrás de él, pero en realidad las lentes gravitatorias distorsionarían en gran medida la imagen del disco de acreción..

NASA simulaba la vista desde fuera del horizonte de un agujero negro Schwarzschild iluminado por un disco de acreción delgado.

Dentro de dicho disco, la fricción haría que el momento angular se transportara hacia el exterior, lo que permitiría que la materia cayera más hacia el interior, lo que liberaría energía potencial y aumentaría la temperatura del gas.

Blurring of X-rays near black hole (NuSTAR; 12 August 2014)

Cuando el objeto en acreción es una estrella de neutrones o un agujero negro, el gas en el disco de acreción interno orbita a velocidades muy altas debido a su proximidad al objeto compacto. La fricción resultante es tan significativa que calienta el disco interior a temperaturas a las que emite grandes cantidades de radiación electromagnética (principalmente rayos X). Estas fuentes de rayos X brillantes pueden ser detectadas por telescopios. Este proceso de acumulación es uno de los procesos de producción de energía más eficientes que se conocen; hasta el 40% de la masa restante del material acumulado puede emitirse como radiación. (En la fusión nuclear, solo alrededor del 0,7% de la masa restante se emitirá como energía). En muchos casos, los discos de acreción van acompañados de chorros relativistas que se emiten a lo largo de los polos, que se llevan gran parte de la energía. El mecanismo para la creación de estos chorros actualmente no se comprende bien, en parte debido a la falta de datos.

Como tal, muchos de los fenómenos más energéticos del universo se han atribuido a la acumulación de materia en los agujeros negros. En particular, se cree que los núcleos galácticos activos y los cuásares son los discos de acreción de los agujeros negros supermasivos. De manera similar, los binarios de rayos X generalmente se aceptan como sistemas estelares binarios en los que una de las dos estrellas es un objeto compacto que acumula materia de su compañero. También se ha sugerido que algunas fuentes de rayos X ultraluminosos pueden ser discos de acreción de agujeros negros de masa intermedia.

En noviembre de 2011 se informó de la primera observación directa de un disco de acreción de cuásar alrededor de un agujero negro supermasivo.

Binarias de rayos X

Una imagen del Observatorio X-Ray Chandra de Cygnus X-1, que fue el primer candidato fuerte del agujero negro descubierto

Las binarias de rayos X son sistemas estelares binarios que emiten la mayor parte de su radiación en la parte de rayos X del espectro. En general, se cree que estas emisiones de rayos X se producen cuando una de las estrellas (objeto compacto) acumula materia de otra estrella (regular). La presencia de una estrella ordinaria en un sistema de este tipo brinda la oportunidad de estudiar el objeto central y determinar si podría ser un agujero negro.

Si dicho sistema emite señales que se pueden rastrear directamente hasta el objeto compacto, no puede ser un agujero negro. Sin embargo, la ausencia de tal señal no excluye la posibilidad de que el objeto compacto sea una estrella de neutrones. Al estudiar la estrella compañera, a menudo es posible obtener los parámetros orbitales del sistema y obtener una estimación de la masa del objeto compacto. Si esto es mucho más grande que el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (la masa máxima que puede tener una estrella sin colapsar), entonces el objeto no puede ser una estrella de neutrones y generalmente se espera que sea un agujero negro.

El primer candidato fuerte para un agujero negro, Cygnus X-1, fue descubierto de esta manera por Charles Thomas Bolton, Louise Webster y Paul Murdin en 1972. Sin embargo, quedaba alguna duda debido a las incertidumbres que resultan de la la estrella compañera es mucho más pesada que el agujero negro candidato. Actualmente, los mejores candidatos para los agujeros negros se encuentran en una clase de binarios de rayos X llamados transitorios de rayos X suaves. En esta clase de sistema, la estrella compañera tiene una masa relativamente baja, lo que permite estimaciones más precisas de la masa del agujero negro. Además, estos sistemas emiten activamente rayos X solo durante varios meses una vez cada 10 a 50 años. Durante el período de baja emisión de rayos X (llamado reposo), el disco de acreción es extremadamente débil, lo que permite una observación detallada de la estrella compañera durante este período. Uno de los mejores candidatos es el V404 Cygni.

Oscilaciones cuasi-periódicas

Las emisiones de rayos X de los discos de acreción a veces parpadean a ciertas frecuencias. Estas señales se llaman oscilaciones cuasi-periódicas y se piensa que son causadas por material que se mueve a lo largo del borde interno del disco de acreción (la órbita circular estable más interna). Como tal, su frecuencia está vinculada a la masa del objeto compacto. Por lo tanto, se pueden utilizar como una forma alternativa de determinar la masa de los agujeros negros candidatos.

Núcleos galácticos

Las ondas magnéticas, llamadas Alfvén S-waves, fluyen desde la base de chorros de agujero negro.

Los astrónomos usan el término "galaxia activa" para describir galaxias con características inusuales, como emisión de líneas espectrales inusuales y emisión de radio muy fuerte. Estudios teóricos y observacionales han demostrado que la actividad en estos núcleos galácticos activos (AGN) puede explicarse por la presencia de agujeros negros supermasivos, que pueden ser millones de veces más masivos que los estelares. Los modelos de estos AGN consisten en un agujero negro central que puede ser millones o miles de millones de veces más masivo que el Sol; un disco de gas y polvo interestelar llamado disco de acreción; y dos chorros perpendiculares al disco de acreción.

Detección de la llama inusualmente brillante de rayos X de Sagitario A*, un agujero negro en el centro de la galaxia de la Vía Láctea en 5Enero de 2015

Aunque se espera encontrar agujeros negros supermasivos en la mayoría de los AGN, solo algunas galaxias' los núcleos se han estudiado más cuidadosamente en un intento de identificar y medir las masas reales de los candidatos a agujeros negros supermasivos centrales. Algunas de las galaxias más notables con candidatos a agujeros negros supermasivos incluyen Andromeda Galaxy, M32, M87, NGC 3115, NGC 3377, NGC 4258, NGC 4889, NGC 1277, OJ 287, APM 08279+5255 y Sombrero Galaxy.

Ahora se acepta ampliamente que el centro de casi todas las galaxias, no solo las activas, contiene un agujero negro supermasivo. La estrecha correlación observacional entre la masa de este agujero y la velocidad de dispersión del bulbo de la galaxia anfitriona, conocida como relación M-sigma, sugiere fuertemente una conexión entre la formación del agujero negro y la de la propia galaxia.

Simulación de la nube de gas después de acercarse al agujero negro en el centro de la Vía Láctea.

Microlente

Otra forma en que se puede probar la naturaleza de agujero negro de un objeto es a través de la observación de los efectos causados por un fuerte campo gravitatorio en su vecindad. Uno de esos efectos es la lente gravitatoria: la deformación del espacio-tiempo alrededor de un objeto masivo hace que los rayos de luz se desvíen, como la luz que pasa a través de una lente óptica. Se han realizado observaciones de lentes gravitacionales débiles, en las que los rayos de luz se desvían solo unos pocos segundos de arco. La microlente ocurre cuando las fuentes no están resueltas y el observador ve un pequeño brillo. En enero de 2022, los astrónomos informaron sobre la primera detección posible de un evento de microlente de un agujero negro aislado.

Otra posibilidad de observar la lente gravitatoria de un agujero negro sería observar las estrellas que orbitan alrededor del agujero negro. Hay varios candidatos para tal observación en órbita alrededor de Sagitario A*.

Alternativas

La evidencia de los agujeros negros estelares se basa en gran medida en la existencia de un límite superior para la masa de una estrella de neutrones. El tamaño de este límite depende en gran medida de las suposiciones hechas sobre las propiedades de la materia densa. Nuevas fases exóticas de la materia podrían impulsar este límite. Una fase de quarks libres a alta densidad podría permitir la existencia de estrellas de quarks densas, y algunos modelos supersimétricos predicen la existencia de estrellas Q. Algunas extensiones del modelo estándar postulan la existencia de preones como bloques de construcción fundamentales de quarks y leptones, que hipotéticamente podrían formar estrellas preón. Estos modelos hipotéticos podrían explicar potencialmente una serie de observaciones de candidatos a agujeros negros estelares. Sin embargo, se puede demostrar a partir de argumentos en relatividad general que cualquier objeto de este tipo tendrá una masa máxima.

Dado que la densidad promedio de un agujero negro dentro de su radio de Schwarzschild es inversamente proporcional al cuadrado de su masa, los agujeros negros supermasivos son mucho menos densos que los agujeros negros estelares (la densidad promedio de un 10⁸ M_☉ el agujero negro es comparable a la del agua). En consecuencia, la física de la materia que forma un agujero negro supermasivo se comprende mucho mejor y las posibles explicaciones alternativas para las observaciones de agujeros negros supermasivos son mucho más mundanas. Por ejemplo, un agujero negro supermasivo podría ser modelado por un gran grupo de objetos muy oscuros. Sin embargo, tales alternativas no suelen ser lo suficientemente estables como para explicar los candidatos a agujeros negros supermasivos.

La evidencia de la existencia de agujeros negros estelares y supermasivos implica que para que los agujeros negros no se formen, la relatividad general debe fallar como teoría de la gravedad, quizás debido al inicio de las correcciones mecánicas cuánticas. Una característica muy anticipada de una teoría de la gravedad cuántica es que no presentará singularidades u horizontes de eventos y, por lo tanto, los agujeros negros no serían artefactos reales. Por ejemplo, en el modelo fuzzball basado en la teoría de cuerdas, los estados individuales de una solución de agujero negro generalmente no tienen un horizonte de eventos o una singularidad, pero para un observador clásico/semiclásico, el promedio estadístico de tales estados aparece como un ordinario agujero negro como se deduce de la relatividad general.

Se ha conjeturado que algunos objetos teóricos coinciden con las observaciones de candidatos a agujeros negros astronómicos de manera idéntica o casi idéntica, pero que funcionan a través de un mecanismo diferente. Estos incluyen el gravastar, la estrella negra y la estrella de energía oscura.

Preguntas abiertas

Entropía y termodinámica

En 1971, Hawking demostró en condiciones generales que el área total de los horizontes de eventos de cualquier colección de agujeros negros clásicos nunca puede disminuir, incluso si chocan y se fusionan. Este resultado, ahora conocido como la segunda ley de la mecánica de los agujeros negros, es notablemente similar a la segunda ley de la termodinámica, que establece que la entropía total de un sistema aislado nunca puede disminuir. Al igual que con los objetos clásicos a temperatura cero absoluta, se asumió que los agujeros negros tenían entropía cero. Si este fuera el caso, la segunda ley de la termodinámica sería violada por la entrada de materia cargada de entropía en un agujero negro, lo que resultaría en una disminución de la entropía total del universo. Por lo tanto, Bekenstein propuso que un agujero negro debería tener una entropía y que debería ser proporcional a su área de horizonte.

El vínculo con las leyes de la termodinámica se fortaleció aún más con el descubrimiento de Hawking en 1974 de que la teoría cuántica de campos predice que un agujero negro irradia radiación de cuerpo negro a una temperatura constante. Aparentemente, esto provoca una violación de la segunda ley de la mecánica de los agujeros negros, ya que la radiación se lleva la energía del agujero negro y hace que se encoja. Sin embargo, la radiación también se lleva la entropía, y se puede demostrar bajo suposiciones generales que la suma de la entropía de la materia que rodea un agujero negro y una cuarta parte del área del horizonte medida en unidades de Planck, de hecho, siempre está aumentando. Esto permite la formulación de la primera ley de la mecánica de los agujeros negros como un análogo de la primera ley de la termodinámica, con la masa actuando como energía, la superficie de gravedad como temperatura y el área como entropía.

Una característica desconcertante es que la entropía de un agujero negro escala con su área en lugar de con su volumen, ya que la entropía es normalmente una cantidad extensiva que escala linealmente con el volumen del sistema. Esta extraña propiedad llevó a Gerard 't Hooft y Leonard Susskind a proponer el principio holográfico, que sugiere que todo lo que sucede en un volumen de espacio-tiempo puede describirse mediante datos en el límite de ese volumen.

Aunque la relatividad general se puede utilizar para realizar un cálculo semiclásico de la entropía del agujero negro, esta situación es teóricamente insatisfactoria. En mecánica estadística, la entropía se entiende como contar el número de configuraciones microscópicas de un sistema que tienen las mismas cualidades macroscópicas (como masa, carga, presión, etc.). Sin una teoría satisfactoria de la gravedad cuántica, no se puede realizar tal cálculo para los agujeros negros. Se han logrado algunos avances en varios enfoques de la gravedad cuántica. En 1995, Andrew Strominger y Cumrun Vafa demostraron que contar los microestados de un agujero negro supersimétrico específico en la teoría de cuerdas reproducía la entropía de Bekenstein-Hawking. Desde entonces, se han informado resultados similares para diferentes agujeros negros tanto en la teoría de cuerdas como en otros enfoques de la gravedad cuántica como la gravedad cuántica de bucles.

Otro enfoque prometedor consiste en tratar la gravedad como una teoría de campo eficaz. Primero se calculan las correcciones gravitatorias cuánticas al radio del horizonte de eventos del agujero negro, luego se integran sobre él para encontrar las correcciones gravitatorias cuánticas a la entropía dada por la fórmula de Wald. Calmet y Kuipers aplicaron el método para los agujeros negros de Schwarzschild, y Campos Delgado lo generalizó con éxito para los agujeros negros cargados.

Paradoja de pérdida de información

Debido a que un agujero negro tiene solo unos pocos parámetros internos, la mayor parte de la información sobre la materia que se utilizó para formar el agujero negro se pierde. Independientemente del tipo de materia que entre en un agujero negro, parece que solo se conserva la información relativa a la masa total, la carga y el momento angular. Mientras se pensó que los agujeros negros persistirían para siempre, esta pérdida de información no es tan problemática, ya que se puede pensar que la información existe dentro del agujero negro, inaccesible desde el exterior, pero representada en el horizonte de eventos de acuerdo con el principio holográfico. Sin embargo, los agujeros negros se evaporan lentamente al emitir radiación de Hawking. Esta radiación no parece llevar ninguna información adicional sobre la materia que formó el agujero negro, lo que significa que esta información parece haber desaparecido para siempre.

La cuestión de si la información se pierde realmente en los agujeros negros (la paradoja de la información de los agujeros negros) ha dividido a la comunidad de física teórica (véase la apuesta de Thorne-Hawking-Preskill). En mecánica cuántica, la pérdida de información corresponde a la violación de una propiedad llamada unitaridad, y se ha argumentado que la pérdida de unitaridad también implicaría la violación de la conservación de la energía, aunque esto también ha sido discutido. En los últimos años se ha ido acumulando evidencia de que, de hecho, la información y la unitaridad se conservan en un tratamiento gravitacional cuántico completo del problema.

Un intento de resolver la paradoja de la información del agujero negro se conoce como complementariedad del agujero negro. En 2012, la "paradoja del cortafuegos" se introdujo con el objetivo de demostrar que la complementariedad de los agujeros negros no resuelve la paradoja de la información. De acuerdo con la teoría del campo cuántico en el espacio-tiempo curvo, una sola emisión de radiación de Hawking involucra dos partículas entrelazadas entre sí. La partícula saliente escapa y se emite como un cuanto de radiación de Hawking; la partícula que cae es tragada por el agujero negro. Supongamos que un agujero negro se formó en un tiempo finito en el pasado y se evaporará por completo en un tiempo finito en el futuro. Luego, emitirá solo una cantidad finita de información codificada dentro de su radiación de Hawking. Según la investigación de físicos como Don Page y Leonard Susskind, llegará un momento en el que una partícula saliente deberá enredarse con toda la radiación de Hawking que el agujero negro ha emitido previamente. Esto aparentemente crea una paradoja: un principio llamado "monogamia de enredo" requiere que, como cualquier sistema cuántico, la partícula saliente no pueda entrelazarse completamente con otros dos sistemas al mismo tiempo; sin embargo, aquí la partícula que sale parece estar enredada tanto con la partícula que cae como, independientemente, con la radiación de Hawking pasada. Para resolver esta contradicción, los físicos pueden eventualmente verse obligados a renunciar a uno de los tres principios probados en el tiempo: el principio de equivalencia de Einstein, la unitaridad o la teoría del campo cuántico local. Una posible solución, que viola el principio de equivalencia, es que un "cortafuegos" destruye las partículas entrantes en el horizonte de sucesos. En general, cuál de estos supuestos, si es que hay alguno, debe abandonarse sigue siendo un tema de debate.