Agujeros Negros Concepto y Clasificación

Un Agujero Negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, puede escapar de dicha región.

La curvatura del espacio-tiempo o gravedad de un agujero negro, provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es debido a la gran cantidad de energía del objeto celeste. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros. Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.

Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.

El término agujero negro tiene un origen muy reciente. Fue acuñado en 1969 por el científico norteamericano John Wheeler como la descripción gráfica de una idea que se remonta hacia atrás un mínimo de doscientos años, a una época en que había dos teorías sobre la luz: una, preferida por Newton, que suponía que la luz estaba compuesta por partículas, y la otra que asumía que estaba formada por ondas. Hoy en día, sabemos que ambas teorías son correctas. Debido a la dualidad onda/corpúsculo de la mecánica cuántica, la luz puede ser considerada como una onda y como una partícula. En la teoría de que la luz estaba formada por ondas, no quedaba claro como respondería ésta ante la gravedad. Pero si la luz estaba compuesta por partículas, se podría esperar que éstas fueran afectadas por la gravedad del mismo modo que lo son las balas, los cohetes y los planetas. Al principio, se pensaba que las partículas de luz viajaban con infinita rapidez, de forma que la gravedad no hubiera sido capaz de frenarías, pero el descubrimiento de Roemer de que la luz viaja a una velocidad finita, significó el que la gravedad pudiera tener un efecto importante sobre la luz.

Bajo esta suposición, un catedrático de Cambridge, John Michell, escribió en 1783 un artículo en las Philosophical Transactions of the Royal Society of London en el que señalaba que una estrella que fuera suficientemente masiva y compacta tendría un campo gravitatorio tan intenso que la luz no podría escapar: la luz emitida desde la superficie de la estrella sería arrastrada de vuelta hacia el centro por la atracción gravitatoria de la estrella, antes de que pudiera llegar muy lejos. Michell sugirió que podría haber un gran número de estrellas de este tipo. A pesar de que no seríamos capaces de verlas porque su luz no nos alcanzaría, sí notaríamos su atracción gravitatoria. Estos objetos son los que hoy en día llamamos agujeros negros, ya que esto es precisamente lo que son: huecos negros en el espacio. Una sugerencia similar fue realizada unos pocos años después por el científico francés marqués de Laplace, parece ser que independientemente de Michell. Resulta bastante interesante que Laplace sólo incluyera esta idea en la primera y la segunda ediciones de su libro El sistema del mundo, y no la incluyera en las ediciones posteriores. Quizás decidió que se trataba de una idea disparatada. (Hay que tener en cuenta también que la teoría corpuscular de la luz cayó en desuso durante el siglo XIX; parecía que todo se podía explicar con la teoría ondulatoria, y, de acuerdo con ella, no estaba claro si la luz sería afectada por la gravedad.)

De hecho, no es realmente consistente tratar la luz como las balas en la teoría de la gravedad de Newton, porque la velocidad de la luz es fija. (Una bala disparada hacia arriba desde la Tierra se irá frenando debido a la gravedad y, finalmente, se parará y caerá; un fotón, sin embargo, debe continuar hacia arriba con velocidad constante. ¿Cómo puede entonces afectar la gravedad newtoniana a la luz?) No apareció una teoría consistente de cómo la gravedad afecta a la luz hasta que Einstein propuso la relatividad general, en 1915. E incluso entonces, tuvo que transcurrir mucho tiempo antes de que se comprendieran las implicaciones de la teoría con respecto a las estrellas masivas.

El origen de los agujeros negros es planteado por el astrofísico Stephen Hawking en su libro de 1988 titulado en español Historia del tiempo: del Big Bang a los agujeros negros donde explica el proceso que da origen a la formación de los agujeros negros.

Dicho proceso comienza posteriormente a la muerte de una gigante roja (estrella de gran masa), llámese muerte a la extinción total de su energía. Tras varios miles de millones de años de vida, la fuerza gravitatoria de dicha estrella comienza a ejercer fuerza sobre si misma originando una masa concentrada en un pequeño volumen, convirtiéndose en una enana blanca. En este punto dicho proceso puede proseguir hasta el colapso de dicho astro por la auto atracción gravitatoria que termina por convertir a esta enana blanca en un agujero negro. Este proceso acaba por reunir una fuerza de atracción tan fuerte que atrapa hasta la luz en éste.

Historia del Agujero Negro

El concepto de un cuerpo tan denso que ni la luz pudiese escapar de él, fue descrito en un artículo enviado en 1783 a la Royal Society por un geólogo inglés llamado John Michell. Por aquel entonces la teoría de Newton de gravitación y el concepto de velocidad de escape eran muy conocidas. Michell calculó que un cuerpo con un radio 500 veces el del Sol y la misma densidad, tendría, en su superficie, una velocidad de escape igual a la de la luz y sería invisible. En 1796, el matemático francés Pierre-Simon Laplace explicó en las dos primeras ediciones de su libro Exposition du Systeme du Monde la misma idea aunque, al ganar terreno la idea de que la luz era una onda sin masa, en el siglo XIX fue descartada en ediciones posteriores.

En 1915, Einstein desarrolló la relatividad general y demostró que la luz era influenciada por la interacción gravitatoria. Unos meses después, Karl Schwarzschild encontró una solución a las ecuaciones de Einstein, donde un cuerpo pesado absorbería la luz. Se sabe ahora que el radio de Schwarzschild es el radio del horizonte de sucesos de un agujero negro que no gira, pero esto no era bien entendido en aquel entonces. El propio Schwarzschild pensó que no era más que una solución matemática, no física. En 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar demostró que un cuerpo con una masa crítica, (ahora conocida como límite de Chandrasekhar) y que no emitiese radiación, colapsaría por su propia gravedad porque no había nada que se conociera que pudiera frenarla (para dicha masa la fuerza de atracción gravitatoria sería mayor que la proporcionada por el principio de exclusión de Pauli). Sin embargo, Eddington se opuso a la idea de que la estrella alcanzaría un tamaño nulo, lo que implicaría una singularidad desnuda de materia, y que debería haber algo que inevitablemente pusiera freno al colapso, línea adoptada por la mayoría de los científicos.

En 1939, Robert Oppenheimer predijo que una estrella masiva podría sufrir un colapso gravitatorio y, por tanto, los agujeros negros podrían ser formados en la naturaleza. Esta teoría no fue objeto de mucha atención hasta los años 60 porque, después de la Segunda Guerra Mundial, se tenía más interés en lo que sucedía a escala atómica.

En 1967, Stephen Hawking y Roger Penrose probaron que los agujeros negros son soluciones a las ecuaciones de Einstein y que en determinados casos no se podía impedir que se crease un agujero negro a partir de un colapso. La idea de agujero negro tomó fuerza con los avances científicos y experimentales que llevaron al descubrimiento de los púlsares. Poco después, en 1969, John Wheeler acuñó el término "agujero negro" durante una reunión de cosmólogos en Nueva York, para designar lo que anteriormente se llamó "estrella en colapso gravitatorio completo".

Para entender cómo se podría formar un agujero negro, tenemos que tener ciertos conocimientos acerca del ciclo vital de una estrella. Una estrella se forma cuando una gran cantidad de gas, principalmente hidrógeno, comienza a colapsar sobre sí mismo debido a su atracción gravitatoria. Conforme se contrae, sus átomos empiezan a colisionar entre sí, cada vez con mayor frecuencia y a mayores velocidades: el gas se calienta. Con el tiempo, el gas estará tan caliente que cuando los átomos de hidrógeno choquen ya no saldrán rebotados, sino que se fundirán formando helio. El calor desprendido por la reacción, que es como una explosión controlada de una bomba de hidrógeno, hace que la estrella brille. Este calor adicional también aumenta la presión del gas hasta que ésta es suficiente para equilibrar la atracción gravitatoria, y el gas deja de contraerse. Se parece en cierta medida a un globo. Existe un equilibrio entre la presión del aire de adentro, que trata de hacer que el globo se hinche, y la tensión de la goma, que trata de disminuir el tamaño del globo. Las estrellas permanecerán estables en esta forma por un largo período, con el calor de las reacciones nucleares equilibrando la atracción gravitatoria. Finalmente, sin embargo, la estrella consumirá todo su hidrógeno y los otros combustibles nucleares. Paradójicamente, cuanto más combustible posee una estrella al principio, más pronto se le acaba. Esto se debe a que cuanto más masiva es la estrella más caliente tiene que estar para contrarrestar la atracción gravitatoria, y, cuanto mas caliente está, más rápidamente utiliza su combustible. Nuestro Sol tiene probablemente suficiente combustible para otros cinco mil millones de años aproximadamente, pero estrellas más masivas pueden gastar todo su combustible en tan sólo cien millones de años, mucho menos que la edad del universo. Cuando una estrella se queda sin combustible, empieza a enfriarse y por lo tanto a contraerse. Lo que puede sucederle a partir de ese momento sólo se empezó a entender al final de los años veinte.

Clasificación teórica de los Agujeros Negro

Según su origen, teóricamente pueden existir al menos tres clases de agujeros negros:

Según la Masa

Agujeros negros supermasivos: con masas de varios millones de masas solares. Se hallarían en el corazón de muchas galaxias. Se forman en el mismo proceso que da origen a las componentes esféricas de las galaxias. Un agujero negro supermasivo es un agujero negro con una masa del orden de millones o miles de millones de masas solares. Estudios científicos ya avalan que la Vía Láctea tiene un agujero negro supermasivo en el centro galáctico. Se cree que muchas, si no todas las galaxias, albergan un agujero negro supermasivo en su centro. De hecho, una de las teorías más extendidas en los últimos tiempos es la de suponer que todas las galaxias elipticas y espirales poseen en su centro un agujero negro supermasivo, el cual generaría la gravedad suficiente para mantener la unidad. Un agujero negro supermasivo tiene algunas propiedades interesantes que lo diferencian de otros de menor masa: La densidad media de un agujero negro supermasivo puede ser muy baja, de hecho puede ser menor que la densidad del agua. Esto ocurre porque el radio del agujero negro se incrementa linealmente con la masa, por lo que la densidad decae con el cuadrado de la masaLas fuerzas de marea en la vecindad del Horizonte de sucesos son sensiblemente menores. Dado que el centro de la singularidad esta muy alejado del horizonte, un hipotético astronauta viajando hacia el centro del agujero negro no experimentaría fuerzas de marea significativas hasta adentrarse mucho en el agujero negro. Los agujeros negros de este tamaño pueden formarse solo de dos formas: por un lento crecimiento de materia (a partir de un tamaño estelar), o directamente por presión externa en los primeros instantes del Big Bang. El primer método requiere un largo período y grandes cantidades de materia disponibles para el crecimiento del agujero negro. Mediciones Doppler de la materia que rodea el núcleo de galaxias vecinas a la Vía Láctea, revelan un movimiento giratorio muy rápido, que sólo es posible por una gran concentración de materia en el centro. Actualmente, el único objeto conocido que puede contener suficiente materia en tan reducido espacio es un agujero negro. En galaxias activas más alejadas, se piensa que el ancho de las líneas espectrales está relacionado con la masa del agujero negro que genera la actividad de la galaxia. Se especula que agujeros negros supermasivos en el centro de muchas galaxias, actuarían como los "motores" de las mismas, provocando sus movimientos giratorios, tales como galaxias Seyfert y quasares. Se cree que Sagitario A* es el agujero negro supermasivo central de la Vía Láctea. En mayo de 2004, Paolo Padovani y otros astrónomos anunciaron el descubrimiento de 30 agujeros negros supermasivos fuera de la Vía Láctea. Su descubrimiento sugiere que hay al menos el doble de estos agujeros negros de los que se pensaba previamente.

Agujeros negros de masa estelar. Se forman cuando una estrella de masa 2,5 mayor que la masa del Sol se convierte en supernova e implosiona. Su núcleo se concentra en un volumen muy pequeño que cada vez se va reduciendo más.

Micro agujeros negros. También llamado agujero negro de mecánica cuántica o miniagujero negro, es un simple agujero negro pequeño, en el que los efectos de la mecánica cuántica juegan un importante rol. Son objetos hipotéticos, algo más pequeños que los estelares. Éstos pueden llegar a evaporarse en un período relativamente corto fácilmente mediante emisión de radiación de Hawking si son suficientemente pequeños.

Según sus Propiedades Fsicas

Para un agujero negro descrito por las ecuaciones de Einstein, existe un teorema denominado de sin pelos (en ingles no hair theorem), que afirma que cualquier objeto que sufra un colapso gravitatorio alcanza un estado estacionario como agujero negro descrito sólo por 3 parámetros: su masa M, su carga Q y su momento angular J. Así tenemos la siguiente clasificación para el estado final de un agujero negro:

• El agujero negro más sencillo posible es el agujero negro de Schwarzschild, que no rota ni tiene carga.

• Si no gira pero posee carga eléctrica, se tiene el llamado agujero negro de Reissner-Nordstrøm.

• Un agujero negro en rotación y sin carga es un agujero negro de Kerr.

• Si además posee carga, hablamos de un agujero negro de Kerr-Newman.

• Masa M (llamado un agujero negro de Schwarzschild si este no posee momento angular ni carga eléctrica),

• Momento angular J (llamado un agujero negro de Kerr si este no tiene carga), y

• Carga eléctrica Q (agujero negro cargado o agujero negro de Reissner-Nordström si el momento angular es cero, o un agujero negro de Kerr-Newman si tiene ambos momento angular y carga eléctrica).

En las cercanías de un agujero negro se suele formar un disco de acrecimiento, compuesto de materia con momento angular, carga eléctrica y masa, la que es afectada por la enorme atracción gravitatoria del mismo, ocasionando que inexorablemente atraviese el horizonte de sucesos y, por lo tanto, incremente el tamaño del agujero.

En cuanto a la luz que atraviesa la zona del disco, también es afectada, tal como está previsto por la Teoría de la Relatividad. El efecto es visible desde la Tierra por la desviación momentánea que produce en posiciones estelares conocidas, cuando los haces de luz procedentes de las mismas transitan dicha zona.

Hasta hoy es imposible describir lo que sucede en el interior de un agujero negro; sólo se puede imaginar, suponer y observar sus efectos sobre la materia y la energía en las zonas externas y cercanas al horizonte de sucesos y la ergosfera.

Uno de los efectos más controvertidos que implica la existencia de un agujero negro es su aparente capacidad para disminuir la entropía del Universo, lo que violaría los fundamentos de la termodinámica, ya que toda materia y energía electromagnética que atraviese dicho horizonte de sucesos, tienen asociados un nivel de entropía. Stephen Hawking propone en uno de sus libros que la única forma de que no aumente la entropía sería que la información de todo lo que atraviese el horizonte de sucesos siga existiendo de alguna forma.

Otra de las implicaciones de un agujero negro supermasivo sería la probabilidad que fuese capaz de generar su colapso completo, convirtiéndose en una singularidad desnuda de materia.

Según Stephen Hawking, en los agujeros negros se viola el segundo principio de la termodinámica, lo que dio pie a especulaciones sobre viajes en el espacio-tiempo y agujeros de gusano. El tema está siendo motivo de revisión; actualmente Hawking se ha retractado de su teoría inicial y ha admitido que la entropía de la materia se conserva en el interior de un agujero negro (véase enlace externo). Según Hawking, a pesar de la imposibilidad física de escape de un agujero negro, estos pueden terminar evaporándose por la llamada radiación de Hawking, una fuente de rayos X que escapa del horizonte de sucesos.

El legado que entrega Hawking en esta materia es de aquellos que, con poca frecuencia en física, son calificados de bellos. Entrega los elementos matemáticos para comprender que los agujeros negros tienen una entropía gravitacional intrínseca. Ello implica que la gravedad introduce un nivel adicional de impredictibilidad por sobre la incertidumbre cuántica. Parece, en función de la actual capacidad teórica, de observación y experimental, como si la naturaleza asumiera decisiones al azar o, en su efecto, alejadas de leyes precisas más generales.

La hipótesis de que los agujeros negros contienen una entropía y que, además, ésta es finita, requiere para ser consecuente que tales agujeros emitan radiaciones térmicas, lo que al principio parece increíble. La explicación es que la radiación emitida escapa del agujero negro, de una región de la que el observador exterior no conoce más que su masa, su momento angular y su carga eléctrica. Eso significa que son igualmente probables todas las combinaciones o configuraciones de radiaciones de partículas que tengan energía, momento angular y carga eléctrica iguales. Son muchas las posibilidades de entes, si se quiere hasta de los más exóticos, que pueden ser emitidos por un agujero negro, pero ello corresponde a un número reducido de configuraciones. El número mayor de configuraciones corresponde con mucho a una emisión con un espectro que es casi térmico.

Se explican los fenómenos físicos mediante dos teorías en cierto modo contrapuestas y basadas en principios incompatibles: la mecánica cuántica, que explica la naturaleza de «lo muy pequeño», donde predomina el caos y la estadística y admite casos de evolución temporal no-determinista, y la relatividad general, que explica la naturaleza de «lo muy pesado» y que afirma que en todo momento se puede saber con exactitud dónde está un cuerpo, siendo esta teoría totalmente determinista. Ambas teorías están experimentalmente confirmadas pero, al intentar explicar la naturaleza de un agujero negro, es necesario discernir si se aplica la cuántica por ser algo muy pequeño o la relatividad por ser algo tan pesado. Está claro que hasta que no se disponga de una física más avanzada no se conseguirá explicar realmente la naturaleza de este fenómeno.

En 1995 un equipo de investigadores de la UCLA dirigido por Andrea Ghez demostró mediante simulación por ordenadores la posibilidad de la existencia de agujeros negros supermasivos en el núcleo de las galaxias. Tras estos cálculos mediante el sistema de óptica adaptativa se verificó que algo deformaba los rayos de luz emitidos desde el centro de nuestra galaxia (la Vía Láctea). Tal deformación se debe a un invisible agujero negro supermasivo que ha sido denominado Sgr.A (o Sagittarius A), al mismo se le supone una masa 4,5 millones de veces mayor que la del Sol. El agujero negro supermasivo del centro de nuestra galaxia actualmente sería poco activo ya que ha consumido gran parte de la materia bariónica, que se encuentra en la zona de su inmediato campo gravitatorio y emite grandes cantidades de radiación. En 2007-2008 se iniciaron una serie de experimentos de interferometría a partir de medidas de radiotelescopios para medir el tamaño del agujero negro supermasivo en el centro de la Vía Láctea, al que se le calcula una masa de 4 millones de soles y una distancia de 26.000 años luz (unos 255.000 billones de km respecto de la Tierra). Por su parte, la astrofísica Feryal Özel ha explicado algunas características probables en torno a un agujero negro: cualquier cosa, incluido el espacio vacío, que entre en la fuerza de marea provocada por un agujero negro se aceleraría a extremada velocidad como en un vórtice y todo el tiempo dentro del área de atracción de un agujero negro se dirigiría hacia el mismo agujero negro.

En el presente se considera que, pese a la perspectiva destructiva que se tiene de los agujeros negros, éstos al condensar en torno a sí materia sirven en parte a la constitución de las galaxias y a la formación de nuevas estrellas.

En junio de 2004 astrónomos descubrieron un agujero negro súper masivo, el Q0906+6930, en el centro de una galaxia distante a unos 12.700 millones de años luz. Esta observación indicó una rápida creación de agujeros negros súper masivos en el Universo joven.

La formación de micro agujeros negros en los aceleradores de partículas ha sido informada, pero no confirmada. Por ahora, no hay candidatos observados para ser agujeros negros primordiales.

 

Agujeros Negros y Universo de Reissner-Nordström

Se ha apuntado que algunas soluciones exactas de las ecuación del campo de Einstein pueden extenderse por continuación analítica más allá de las singularidades dando lugar universos espejos del nuestro. Así la solución de Schwarzschild para un universo con simetría esférica en el que la estrella central ha colapsado comprimiéndose por debajo de su radio de Schwarzschild podría ser continuada analíticamente a una solución de agujero blanco (un agujero blanco de Schwarzchild se comporta como la reversión temporal de un agujero negro de Schwarzschild).^[4] La solución completa describe dos universos asintóticamente planos unidos por una zona de agujero negro (interior del horizonte de sucesos). Dos viajeros de dos universos espejos, podrían encontrarse, pero sólo en el interior del horizonte de sucesos, por lo que nunca podrían salir de allí.

Una posibilidad igualmente interesante es la solución de agujero negro de Kerr que puede ser continuada analíticamente a través de una singularidad espacial evitable por un viajero. A diferencia de la solución completa de Schwarzchild, la solución de este problema da como posibilidad la comunicación de los dos universos sin tener que pasar por los correspondientes horizontes de sucesos través de una zona llamada ergosfera.

Agujero Negro de Schwarzschild o Agujero Negro Estático es aquel que se define por un solo parámetro, la masa M, más concretamente el agujero negro de Schwarzschild es una región del espacio-tiempo que queda delimitada por una superficie imaginaria llamada horizonte de sucesos. Esta frontera describe un espacio del cual ni siquiera la luz puede escapar, de ahí el nombre de agujero negro. Dicho espacio forma una esfera perfecta en cuyo centro se halla la singularidad; su radio recibe el nombre de radio de Schwarzschild.

La teoría de la relatividad predice que, dentro de un agujero negro de Schwarzschild, aparecerá una hipersuperficie límite teórica, tal que al acercarnos a ella el tensor de curvatura crece y crece sin límite. Ese tipo de objeto geométrico se conoce como singularidad espaciotemporal, y puede entenderse como un límite a partir del cual el espacio-tiempo no puede ser modelizado dentro de la teoría (se supone que cerca de la singularidad los efectos cuánticos son importantes).

Además el espacio-tiempo dentro de la región de agujero de Schwarzschild es geodésicamente incompleto para cualquier geodésica temporal dentro del agujero, lo cual significa que una partícula en caída libre dentro del agujero pasado un tiempo finito alcanzará la singularidad indefectiblemente. Actualmente no disponemos de ninguna teoría que nos diga que pasa exactamente cuando una partícula alcanza la singularidad.

En el caso de Schwarshild esta singularidad es de tipo temporal, si resultara que el hecho de llegar a una distancia suficientemente pequeña de la singularidad supusiera la destrucción de la partícula misma, como se supone a veces, entonces las partículas que se mueven a mayor velocidad dentro del agujero desaparecerían "volatizadas" más tarde y las más lentas antes. Ese hecho encaja con el carácter temporal de la singularidad, a diferencia de una singularidad espacial que puede entenderse más bien como un lugar geométrico.

Agujero Negro de Kerr o Agujero Negro en Rotación es una región de agujero negro presente en el espacio-tiempo de Kerr, cuando el objeto másico tiene un radio inferior a cierta magnitud, por encima de este radio el universo de Kerr no presenta región de agujero negro. Un agujero negro de Kerr es una región no isótropa que queda delimitada por un horizonte de sucesos y una ergoesfera presentando notables diferencias con respecto al agujero negro de Schwarzschild. Esta nueva frontera describe una región donde la luz aun puede escapar pero cuyo giro induce altas energías en los fotones que la cruzan. Debido a la conservación del momento angular, este espacio forma un elipsoide, en cuyo interior se encuentra un solo horizonte de sucesos con su respectiva singularidad, que debido a la rotación tiene forma de anillo.

El espacio-tiempo de Kerr corresponde al campo gravitatorio producido por una cuerpo másico de masa M y el momento angular J. Esta solución nace del éxito del matemático al resolver las ecuaciones de la relatividad en torno a un objeto masivo en rotación.

Un agujero negro de Kerr se forma por el colapso gravitacional de una estrella masiva rotativa, o por el colapso de una colección de estrellas o gas con un momento angular total distinto de cero. Como la mayoría de las estrellas giran, se espera que la mayor parte de los agujeros en la naturaleza sean agujeros negros en rotación. A finales de 2006, los astrónomos informaron las estimaciones de la velocidad de giro de un agujero negro en la revista Astrophysical Journal. Un agujero negro en la Vía Láctea, GRS 1915+105, puede girar entre 950 y 1150 veces por segundo, que se aproxima al límite superior teórico. Un universo de Kerr es una variedad pseudoriemanniana o espacio-tiempo donde se verifican las ecuaciones de campo de Einstein en el vacío, usando las coordenadas de Boyer-Lindquist.

La zona que delimita la frontera de la ergoesfera se llama límite estático. La ergoesfera delimita una zona en la que los observadores no pueden permanecer estáticos: sus sistemas de referencia son irremisiblemente arrastrados por la rotación del espacio-tiempo. Sin embargo, esta zona es intermedia entre el exterior y el horizonte de sucesos, por lo que los observadores pueden permanecer o salir de esta zona, sin caer necesariamente hacia la singularidad.

Fuera de la ergoesfera se genera, en caso de tener una estrella compañera, otra zona llamada disco de acreción, donde la materia interestelar que es atraída por la fuerte curvatura del agujero negro, se arremolina alrededor alcanzando intensas energías. Se ha especulado que esto puede llevar a que se generen intensas corrientes eléctricas, cuyo flujo daría lugar a un poderoso campo magnético que actuaría como un electroimán gigante. Así es.

Entre la ergoesfera y el horizonte de sucesos, se forma una región de dirección obligada, que atrae inevitablemente a todo objeto que en ella se encuentre, y cuya turbulencia es enorme debido a la rotación del agujero negro. Ya en el borde interno, o límite del horizonte de sucesos, nada escapa de la fuerza gravitatoria generada por la singularidad.

La Posibilidad de Viajar en el Tiempo 

Todo en el universo gira, por lo que no es muy probable que los agujeros negros de Schwarzschild existan. Si un objeto fuese absorbido por un agujero negro de Schwarzschild, no habría manera de evitar la singularidad. Cuando el objeto llega a la singularidad se aplasta a la densidad infinita y volumen cero, y la masa del objeto se añade al agujero negro. En el caso de los agujeros negros en rotación, sin embargo, es posible evitar la singularidad. Una nave que entre en el agujero negro debe coincidir con la dirección y la velocidad de rotación del agujero negro. Al hacer esto, le será posible "remolinear" en torno a la singularidad letal y salir del agujero negro en una parte diferente del espacio-tiempo. Puede parecer absurdo que la nave pueda salir del agujero negro en sí, ya que requeriría una velocidad infinita. Sin embargo, el agujero negro en rotación distorsiona el espacio-tiempo para que la singularidad se pueda evitar, y que la nave pueda salir del agujero negro a velocidades razonables. La rotación del agujero negro también deforma el espacio-tiempo con la creación de dos horizontes de sucesos, en lugar de uno como los agujeros negros de Schwarzschild. El sentido de giro del agujero negro puede o no puede afectar si la nave va hacia adelante o hacia atrás en el tiempo. Sin embargo, la nave no puede salir del agujero negro en un momento diferente y el mismo punto en el espacio. El agujero negro se puede conectar con otra región del universo por un agujero blanco, por lo que la métrica completa actuaría como un agujero de gusano. Así como nada puede escapar de un agujero negro, nada puede entrar en un agujero blanco. (La existencia de agujeros blancos es dudosa, ya que parece que violan la segunda ley de la termodinámica.) Esto implica que una nave que iba por un agujero negro en rotación puede salir del agujero blanco en una región diferente del espacio-tiempo, algunos creen que esto permitiría viajar en el tiempo.

El problema principal con esta posibilidad es que no hay ningún agujero negro cerca de la Tierra. El agujero negro más cercano parece estar en el sistema de estrellas binarias V4641 Sagittarii. La distancia que originalmente fue pensado para ser 1.600 años luz de la Tierra, pero cálculos recientes han demostrado que es mucho más lejos. Por las grandes distancias que tienen que ser cubiertas no se espera que esté a nuestro alcance tecnológico en un futuro previsible. Hay otros problemas que deben superarse también. Por ejemplo, un agujero negro en rotación de masa de 10 masas solares, con un diámetro de 2,7 kilómetros, sólo permite un radio de navegación de 600 metros. Un agujero negro estelar de los remanentes de supernovas tiene aproximadamente un diámetro de 2 kilómetros y sólo permite un radio de navegación de 30 metros. Otro problema es la rapidez con que gira el agujero negro, ya que los agujeros negros no puede verse directamente, no hay forma de saber la velocidad angular. El agujero negro también puede girar a velocidades relativistas, por lo que no sería fácil entrar y salir del agujero negro. Como se explicó anteriormente, el agujero negro en rotación GRS 1915+105 puede girar 1150 veces por segundo, que es de alrededor de 98,5% de la velocidad de la luz.

Para calcular el diámetro aproximado de un agujero negro, en primer lugar, se debe poner atención en que la masa original de la estrella en colapso se debe tener en cuenta. Si la estrella no llega a los límites estándares para colapsar en un agujero negro, entonces sólo una enana blanca o una estrella de neutrones.

Finalmente está el agujero negro de Kerr-Newman. Este tercer tipo de agujeros son el resultado de la combinación de los dos anteriores. Se trataría de los agujeros negros con carga y en rotación. Estos agujeros dependerían de los tres parámetros, masa, momento angular y carga. Además, al rotar se provocaría un movimiento de cargas en su seno lo que conllevaría también a la generación de un campo magnético. Un agujero negro de Kerr-Newman o agujero negro en rotación con carga eléctrica es aquel que se define por tres parámetros: la masa M, el momento angular J y la carga eléctrica Q. Esta solución fue obtenida en 1960 por los matemáticos Roy Kerr y Erza Newman a las ecuaciones de campo de la relatividad para objetos masivos eléctricamente cargados o con conservación de momento angular.

Agujero Negro de Kerr-Newman o agujero negro en rotación con carga eléctrica es aquel que se define por tres parámetros: la masa M, el momento angular J y la carga eléctrica Q. Esta solución fue obtenida en 1960 por los matemáticos Roy Kerr y Erza Newman a las ecuaciones de campo de la relatividad para objetos masivos eléctricamente cargados o con conservación de momento angular.

El agujero negro de Kerr-Newman es una región no isótropa que queda delimitada por tres zonas: un horizonte de Cauchy, un horizonte de sucesos externo y una ergoesfera. Debido a la conservación del momento angular, la forma que toma el conjunto es la de un elipsoide, que en cuyo interior contiene una singularidad en forma de anillo o toro comprimido a volumen prácticamente cero (el caso contrario sería un agujero negro de Reissner-Nordström).

El agujero negro de Kerr-Newman es una región no isótropa que queda delimitada por tres zonas: un horizonte de Cauchy, un horizonte de sucesos externo y una ergoesfera. Debido a la conservación del momento angular, la forma que toma el conjunto es la de un elipsoide, que en cuyo interior contiene una singularidad en forma de anillo o toro comprimido a volumen prácticamente cero (el caso contrario sería un agujero negro de Reissner-Nordström).

Velocidad de giro. Cuando la velocidad de giro tiende a ser muy grande, el horizonte de sucesos se divide en dos, lo que genera enormes corrientes de dirección única entre ellos, afectando al límite estático de la ergoesfera, que fuerza a algunos fotones a ser emitidos como rayos gamma.

Otro fenómeno común en este tipo de agujeros, y cuya energía depende directamente de su velocidad, es la formación de intensos campos magnéticos y corrientes de gas ionizado perpendiculares al disco de acreción que se arremolina en torno a la ergoesfera.

Sobre la relación Q y J con M en el radio giromagnético. Los valores que toman la carga eléctrica y el momento angular son muy importantes en la anatomía de un agujero negro de Kerr-Newman, debido a que es su relación la que determina el límite concreto entre sus horizontes de sucesos y el radio giromagnético o momento magnético dipolar donde r_g es el radio giromagnérico y m es el momento magnético. Existen básicamente tres relaciones:

| Q | ^ J < M, aquí el momento magnético dipolar es mayor, lo que significa que se genera un ligero efecto de electro-imán fuera de la ergoesfera. Los horizontes de sucesos se mantienen a prudente distancia.

|Q | ^ J = M, para este caso el dipolo es normal, creándose un campo magnético moderado. Los horizontes de sucesos se fusionan en uno único que rodea a la singularidad en forma de anillo.

| Q | ^ J > M, este caso en particular no es el más común, aquí el efecto del campo magnético es muy intenso y los horizontes de sucesos desaparecen dejando a la singularidad visible; esto parece estar prohibido por la regla del censor cósmico ideada por Roger Penrose, que no permite singularidades desnudas.

Agujero Negro Primordial es un agujero negro que no se formó debido al colapso gravitatorio de una estrella sino a la extrema densidad del Universo al inicio de su expansión. De acuerdo al modelo estándar, durante los momentos que siguieron al Big Bang la presión y la temperatura del Universo fueron extremadamente elevadas. Bajo estas condiciones, simples fluctuaciones en la densidad de la materia podían originar regiones del espacio lo bastante densas como para generar agujeros negros. Aunque la mayor parte de las regiones densas serían dispersadas por la expansión del Universo, un agujero negro primordial sería estable, perdurando hasta la actualidad.

Agujero Negro Estelar es un agujero negro formado por el colapso gravitacional de una estrella masiva (más de 8 masas solares) al final de su tiempo de vida. El proceso es observado como una explosión de supernova o una explosión de rayos gamma. Este agujero negro va a tener una masa de más de 3 masas solares. El agujero negro estelar más grande que se conoce (hasta el 2001) posee 14 masas solares.

Teóricamente pueden existir agujeros negros de cualquier masa (Relatividad general). Mientras menos masa posea, mayor debe ser la densidad de la materia para formar un agujero negro, sobre el radio de un agujero negro). No existen procesos conocidos que puedan producir agujeros negros con una masa menor que unas pocas veces la masa del Sol. Si éstos existen, son principalmente agujeros negros primordiales.

El colapso de una estrella es un proceso natural que produce un agujero negro. Es inevitable que al final de la vida de una estrella, cuando todas las fuentes de energía estelar se agotan, si la masa de la estrella que está colapsando está bajo cierto valor critico, el producto final va a ser una estrella compacta, ya sea una enana blanca, una estrella de neutrones o una estrella de quarks. Estas estrellas tienen una masa máxima. Así que si la estrella que está colapsando tiene una masa que excede este límite, el colapso va a continuar por siempre (colapso gravitacional catastrófico) y formará un agujero negro. Todavía se desconoce la masa máxima de una estrella de neutrones, sin embargo se cree que sería alrededor de 3 masas solares.

También existe evidencia de otros dos tipos de agujeros negros, que son mucho más masivos que los agujeros negros estelares. Ellos son los agujeros negros de masa intermedia (en el centro de los cúmulos globulares) y los agujeros negros supermasivos en el centro de la Vía Láctea y otras galaxias activas.

Un agujero negro sólo puede tener tres propiedades fundamentales: masa, carga electrica y momento angular (rotación). Se cree que todos los agujeros negros formados en la naturaleza tienen rotación, pero no se ha realizado una definida observación en la rotación. La rotación de un agujero negro estelar es debido a la conservación del momento angular de la estrella que lo produjo.

Los agujeros negros estelares en sistemas binarios cercanos son observables cuando la materia es transferida desde una estrella acompañante hacia el agujero negro. La liberación de energía en la caída hacia la estrella compacta es tan grande que la materia alcanza temperaturas de cientos de millones de grados y radiaciones de rayos-X (Astronomía de rayos-X). Por lo tanto, el agujero negro es observable en rayos-X, mientras que la estrella acompañante puede ser observada con telescopios ópticos. La liberación de energía de los agujeros negros y estrellas de neutrones son de la misma magnitud. Los agujeros negros y estrellas de neutrones son ocasionalmente difíciles de distinguir.

Sin embargo, las estrellas de neutrones tienen propiedades adicionales. Estas muestran rotación diferencial, y pueden tener un campo magnético y exhibir explosiones localizadas (explosiones termonucleares). Siempre que se observen tales propiedades, el objeto compacto en el sistema binario es revelado como una estrella de neutrones.

Las derivadas masas vienen de observaciones de fuentes compactas de rayos-X (combinando datos ópticos y de rayos-X). Todas las estrellas de neutrones identificadas tienen una masa de 3 a 5 masas solares. Ninguno de los sistemas compactos con una masa superior a 5 masas solares revela las propiedades de una estrella de neutrones. La combinación de esos factores nos revela que la clase de estrellas compactas con una masa superior a 5 masas solares son en realidad agujeros negros.

Nótese que esta prueba de la existencia de los agujeros negros estelares no es enteramente observacional, pero se basa en una teoría: Nosotros no podemos pensar en otro objeto para esos sistemas binarios compactos masivos estelares que un agujero negro. Una prueba directa de la existencia de un agujero negro podría ser si uno actualmente observa la órbita de una partícula que cae dentro del agujero negro. En principios del 2005, un experimento (inglés) usando un Colisionador relativístico de iones pesados ha mostrado evidencia de materia que cae en un Micro agujero negro, haciendo que la materia se estirase como se esperaba.

Agujero Negro Cargado es un agujero negro que posee carga eléctrica. Aunque la repulsión electromagnética en masas comprimidas y eléctricamente cargadas es dramáticamente mayor que atracción gravitacional (por cerca de 40 clases de magnitudes), no se espera que agujeros negros con una carga eléctrica tan significativa puedan ser formados en la naturaleza.

Un agujero negro cargado es uno de los 3 posibles agujeros negros que podrían existir en la teoría de la gravedad llamada relatividad general. Los agujeros negros se caracterizan por 3 (y solo 3) cualidades, las que son:

Un artículo especial, matemáticamente orientado, describe la métrica de Reissner-Nordstrom para un agujero negro cargado sin rotación.

Las soluciones de la ecuación del campo de Einstein para el campo gravitacional de un punto de masa eléctricamente cargado (con momento angular igual a cero) en un espacio vacío fue obtenida en 1918 por Hans Reissner y Gunnar Nordstrom, no mucho tiempos después, Karl Schwarzschild encontró la métrica de Schwarzschild como solución para el punto de masa sin carga eléctrica ni momento angular.

Gravastar: En astrofísica, una estrella gravitacional de vacío o gravastar es una propuesta teórica de Pawel Mazur y Emil Mottola, para reemplazar a la de los agujeros negros. Los gravastars son una de las consecuencias de conjeturar que existen ciertas limitaciones físicas que impiden la formación de agujeros negros. La propuesta de Mazur y Mottola sugiere que el propio espacio llega a una transición de fase que evita el colapso y la formación de una singularidad interna.

La propuesta ha suscitado escaso interés entre los astrofísicos, porque aunque fue el título de una conferencia, sus autores no llegaron a publicar ningún artículo científico. La falta de interés viene del hecho de que el concepto requiere que uno acepte una teoría muy especulativa acerca de la cuantización de la gravedad, y, sin embargo, no tiene ninguna mejora real sobre la de los agujeros negros. Además, no hay una razón teórica en la cuantización de la gravedad que explique por qué el espacio debería comportarse de la manera que Mottola y Mazur indican.

Mazur y Mottola han sugerido que los gravastares podrían ser la solución a la paradoja de la información en los agujeros negros y que el gravastar podría ser una fuente de brotes de rayos gamma (BRG), añadiendo una más a las docenas, si no cientos de ideas que han sido propuesta como causa de los BRG. De todas formas, el consenso entre los astrofísicos es que hay maneras mucho menos radicales y especulativas para resolver los dos problemas mencionados.

Externamente, un gravastar parece similar a un agujero negro: es visible sólo por las emisiones de alta energía que crea al consumir materia. Los astrónomos observan el cielo buscando rayos X emitidos por la materia que absorben para detectar los agujeros negros, y un gravastar produciría una señal idéntica.

Dentro de un gravastar, el espacio-tiempo estaría totalmente detenido por las condiciones extremas existentes allí, produciendo una fuerza hacia el exterior. Alrededor de este vacío habría una "burbuja" en la cual el espacio en sí se comportaría como un bloque de materia. La idea de un comportamiento tal del espacio puede compararse con una forma extrema del condensado de Bose-Einstein en el cual toda la materia (protones, neutrones, electrones, etc.) se convierte en lo que se llama un estado cuántico creando un "súper-átomo".

Se ha medido el que hasta hoy es el mayor agujero negro masivo del universo, y sus dimensiones destroza las escalas cósmicas, con 18 mil millones de veces la masa del Sol

Es la primera vez que se corrobora un hecho preanunciado por los astrónomos, que sugerían la existencia de agujeros negros de esta masa en quásares, pero jamás se había logrado una confirmación directa. La información fue revelada por astrónomos en la reunión de la Sociedad Astronómica Americana.

Los astrónomos detectan la presencia de estos gigantes invisibles al notar cómo otros objetos se ven afectados por la tremenda gravedad creada en una esfera de espacio tan pequeña. Un quásar, es un descomunal faro de luz asociado con una galaxia en desarrollo, y se cree que están alimentados por el gas que cae en gigantescos agujeros negros de millones o miles de millones de masas solares, informa Novaciencia.

Aunque menor que el Sistema Solar, un quásar puede eclipsar a toda una galaxia. Este quásar en particular tiene un pulso regular de luz con dos pulsos principales cada 12 años.