22 de septiembre de 2007

Agujeros negros o black hole, túneles de gusano o wormhole

Si tiramos una pelota hacia arriba, ésta irá ascendiendo cada vez más lentamente, hasta detenerse y comenzar su caída. Cuanto mayor sea la fuerza con que lancemos la pelota, mayor será la altura que alcanzará . Existe una velocidad límite, llamada velocidad de escape, más allá de la cual los objetos lanzados no vuelven a caer. La velocidad de escape de la Tierra es de unos 40.000 km/h. Si logramos que un cohete supere dicha velocidad antes de acabar su combustible, ya no volverá a caer.
La velocidad de la luz es de algo más de "mil millones de kilómetros por hora ", cosa que es sabida desde la época de Newton, cuando Olaf Römer la midió por primera vez.

En 1670, por primera vez en la historia, el astrónomo danés Olaf Roemer (1644-1710) pudo calcular la velocidad de la luz. Se hallaba estudiando los eclipses de una de las lunas de Júpiter, cuyo período había determinado tiempo atrás. Estaba en condiciones de calcular cuales serían los próximos eclipses. Se dispuso a observar uno de ellos, y con sorpresa vio que a pesar de que llegaba el instante tan cuidadosamente calculado por él, el eclipse no se producía. El satélite demoró 996 seg. en desaparecer. Presupuso que la demora era producida debido a que la luz debía recorrer una distancia suplementaria de 299.000.000 Km., que es el diámetro de la órbita terrestre. Su observación anterior correspondía a una estación distinta del año y la posición de la Tierra no era la misma. (Leer )

Si existiese una estrella cuya velocidad de escape excediera dicho valor, su luz no podría escapar de ella y, consecuentemente, no podríamos verla. Esta fue la idea barajada por John Michell en el siglo XVIII, y es lo hoy en día llamamos "agujero negro". El término agujero negro fue empleado por primera vez por el astrofísico John Wheeler en 1969.

Como el Sol contiene más de 330.000 veces más material que la Tierra, su velocidad de escape es mucho mayor. Pero el tamaño del Sol también mucho más grande que la Tierra, por lo que su superficie está muy alejada de su centro. La velocidad de escape del Sol es sesenta veces mayor que la de la Tierra, pero todavía insignificante comparada con la velocidad de la luz.

Las estrellas se mantienen ‘ infladas’ porque están muy calientes, dicho calor se debe a las reacciones termonucleares que ocurren en su interior. Si esperamos que el hidrógeno (y otros elementos que puedan servir de combustible) se agoten, la estrella terminará por enfriarse y se comprimirá.

Para una estrella como el Sol, este es un largo proceso en el que nuestra estrella primero se 'inflará' hasta alcanzar un volumen decenas de miles de veces más grande que el que tiene ahora, para finalmente quedar convertida en una pequeña estrella del tamaño de la Tierra. Se convertirá en un ‘cadáver de estrella’, se llama enana blanca.
En el cielo hay muchas estrellas, y algunas de ellas ya se han convertido en enanas blancas.

En 1844, el astrónomo alemán Friedrich Bessel descubrió que Sirio, la estrella más brillante del cielo, constelación Canis Major, efectuaba un movimiento de vaivén apenas perceptible. Dedujo entonces que Sirio debía estar acompañada por otra estrella, y que ambas giraban una alrededor de la otra dando una vuelta cada cincuenta años. El problema era que la supuesta estrella no se veía, pero en 1862, el constructor de telescopios Alvar G. Clark, descubrió una estrella débil, era Sirio B, cuya atracción sobre la estrella más brillante, Sirio A, producía el movimiento sinusoidal detectado por Bessel. La compañera en cuestión, Sirio B, es similar al Sol en cuanto a la cantidad de materia que contiene, pero su tamaño(parecido al de la Tierra) es diminuto para una estrella, por eso su brillo es tan pequeño. Fue la primera ‘enana blanca’ descubierta.
La compañera de Sirio es un ejemplo de una estrella que, al final de su evolución, se comprime bajo la fuerza de su propia gravedad y alcanza densidades enormes.
En general, cuando una estrella agota su combustible nuclear, la presión interna ya no puede detener su contracción gravitacional.

Después de una evolución final bastante complicada, que depende fundamentalmente de la masa de la estrella, ésta arroja al espacio una fracción considerable de su materia, ya sea, en forma lenta, si la masa de la estrella no excede unas seis veces la masa del Sol, ya sea en forma violenta, en una explosión de supernova, si la estrella es muy masiva. En el primer caso, la estrella se transforma en una enana blanca. La velocidad de escape de una enana blanca es de unos 20 millones de km/h, quinientas veces mayor que la de la Tierra pero todavía cincuenta veces menos que la velocidad de la luz. Las enanas blancas son extremadamente densas; sin embargo, se trata de materia común compuesta por electrones, protones y neutrones, aunque en un estado muy alterado. La masa de una enana blanca no puede exceder 1,5 veces la masa del Sol, como demostró en 1938 el astrofísico S. Chandrasekhar (premio Nobel 1983).

En el segundo caso, después de la explosión, la mayor parte de la masa estelar se extiende por el espacio y sólo queda el núcleo mismo de la estrella como remanente. Ese núcleo, dependiendo de su masa, se transforma en estrella de neutrones o en agujero negro.

Una estrella de neutrones tiene una masa algo superior a la del Sol, pero su radio es de apenas unos 10 kilómetros. En tales estrellas, la materia está tan comprimida que los protones y electrones originales se fusionan para formar neutrones. Un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pesa unas cien millones de toneladas. Las estrellas de neutrones giran sobre sí mismas dando varias vueltas por segundo; esto junto con el hecho de que poseen un campo magnético muy intenso, hace que emitan pulsos de radio con una periodicidad bien definida. Así es como los astrónomos las detectaron por primera vez y las llamaron púlsares.
El primer púlsar fue descubierto por Jocelyn Bell en 1967.

Era el verano de 1967 y Jocelyn Bell, estudiante investigadora de radioastronomía en Cambridge, tenía un mal día. Como parte de su tesis doctoral estaba utilizando un nuevo radiotelescopio, buscando en los cielos señales de variaciones interplanetarias y quasars. Pero mientras que la investigación iba bien, una inexplicable interferencia aparecía en sus gráficos. Al principio, Bell y su consejero, Tony Hewish, pensaron que la señal debía ser una especie de interferencia terrestre. Estas molestias son normales en radioastronomía. Pero a pesar de intentarlo de todas las maneras posibles, Bell y Hewish no podían eliminar la señal. Venía de algún lugar de la galaxia. Después de un análisis más detallado se encontraron con algo en la señal todavía más sorprendente: tenía pulsos a intervalos regulares de 3 segundos y 2/3 cada uno. ¿Que fuente de radio natural en la galaxia podría enviar una señal con una precisión tan alta? En 1967 nadie lo sabía, y los investigadores comenzaron a sospechar la posibilidad de que el origen no fuera natural. ¿Podría ser que estuvieran recibiendo una transmision de una civilización alienígena? Medio bromeando empezaron a referirse a la fuente como 'LGM', por 'little green men' (pequeños hombres verdes).

Si la masa de una estrella de neutrones excede unas tres veces la del Sol, entonces la estrella sigue comprimiéndose indefinidamente por su propia atracción gravitacional. El resultado final será un agujero negro, un cuerpo cuya fuerza gravitacional es tan intensa que nada puede escapar de él.
La velocidad de escape se hace más grande que la velocidad de la luz y la estrella 'desaparece '. Por supuesto que no desaparece físicamente: lo que queda de la estrella sigue estando ahí, pero ya no podemos verlo porque ya no puede emitir más luz.( Leer + )

La existencia de los agujeros negros ha sido predicha por la teoría general de la relatividad y astrofísica moderna. Apenas unos meses después de que Einstein presentara las ecuaciones básicas de su teoría general, el astrónomo alemán Karl Schwarzschild encontró una solución exacta de ellas que describía el espacio-tiempo alrededor de un cuerpo masivo esférico.
Entre otras cosas, la solución de Schwarzschild implicaba que si un cuerpo esférico tiene una masa M y un radio igual o menor que: (GM/2)/ c al cuadrado ; entonces la luz emitida de su superficie sufre un corrimiento infinito al rojo. Dicho de otro modo, un fotón no podría escapar de la superficie de tal cuerpo, pues toda su energía no sería suficiente para despegarse de él.
El radio crítico predicho por Schwarzschild es de tres kilómetros para una masa igual a la del Sol. Es decir, si el Sol se comprimiera a ese tamaño, se transformaría en un agujero negro.

Los astrofísicos nos dicen que las estrellas más masivas terminan sus días transformándose en agujeros negros. Estos objetos no pueden detectarse directamente, pero se manifiestan por los efectos de la enorme fuerza gravitacional a su alrededor. Por ejemplo, si un agujero negro se encuentra muy cerca de una estrella, succiona el gas de ésta; justo antes de penetrar al agujero, el gas estelar se calienta a varios millones de grados y emite radiación en forma de rayos X.

En años recientes se han detectado varias fuentes cósmicas de rayos X que podrían corresponder a este proceso. También, algunos astrónomos, piensan que ciertos fenómenos extraños que ocurren en el centro, de algunas galaxias se deben a la presencia de agujeros negros gigantescos.(Leer +)
Durante décadas, los científicos han argumentado que las estrellas gigantes (aquellas cuya masa es al menos 10 veces más grande que la de nuestro Sol) normalmente tienden a concluir como supernovas, explosiones catastróficas que dispersan materia a años luz de distancia a través del espacio interestelar, dejando atrás solamente un residuo denso de la estrella original. Si el residuo excede unas 3 masas solares, se convertirá en un agujero negro.

En 1974, el astrónomo británico Sir Martin Rees propuso que los agujeros negros supermasivos podrían existir en los centros de algunas galaxias. Las galaxias que él imaginaba poseían núcleos (centros) increíblemente activos, que brillaban con la intensidad de 30 mil millones de soles. Estos núcleos brillaban, titilando de manera inestable, en todas las longitudes de onda, desde el ‘radio’hasta los rayos gamma, y expelían poderosos chorros de partículas cargadas hacia el espacio. Sir Martin Rees concluyó que la fuente de tales disturbios eran agujeros negros devorando materia.
Mientras Rees aún se encontraba especulando acerca de los agujeros negros en los centros de las galaxias activas, los astrónomos norteamericanos
Bruce Balick y Robert Brown se encontraban observando el relativamente silencioso centro de nuestra propia galaxia. Allí, ellos descubrieron una fuente de rayos X compacta y variable que se parecía mucho a un quásar débil , un tipo de NAG(núcleos activos de galaxias) lejano que los astrónomos normalmente encuentran cerca del límite del Universo observable. Pero este objeto se hallaba a "tan solo" 26.000 años luz de distancia. Debido a que parecía encontrarse dentro de una fuente de radio grande y extensa a la que ya se conocía como Sagitario A, la llamaron A*, Sagitario A estrella.
Desde entonces, los astrofísicos han observado minuciosamente a Sagitario A*. La enorme velocidad del gas y las estrellas arremolinándose alrededor del centro de la Vía Láctea, comenzaron a convencerlos de que algo pequeño pero masivo (unos 2.6 millones de masas solares) se hallaba oculto en el centro de nuestra galaxia.
Solamente las observaciones de rayos X podrían suministrar la evidencia definitiva: porque los rayos X son el característico último grito silencioso de la materia cuando es finalmente engullida para siempre por un agujero negro, y porque solamente los rayos X pueden penetrar la densa capa de gas y polvo que oscurece nuestra vista del centro galáctico.

Cuando la NASA lanzó al espacio el Observatorio de Rayos X Chandra,1999, un equipo de astrónomos dirigidos por Fred Baganoff del Instituto Tecnológico de Massachussetts (MIT), observaron con detenimiento el centro de la galaxia. Y en septiembre de 1999, pudieron al fin encontrar lo que habían estado buscando: las tenues emisiones del ardiente gas circulando alrededor de un agujero negro. El monstruo, casi tres millones de veces mas grande que nuestro Sol, era real. El 26 de octubre del 2000, Baganoff y sus colegas estaban nuevamente utilizando el Chandra para monitorear el centro de nuestra galaxia, cuando registraron una poderosa explosión de rayos X. Estaban apuntando el instrumento hacia Sagitario A*, y confirmaron una intensa fuente de emisión de ondas de radio. Durante unos cuantos minutos, las emisiones de rayos X provenientes de Sagitario A* se tornaron 45 veces más brillantes de lo normal, para disminuir en intensidad hasta los niveles previos a la explosión unas cuantas horas después.
Fred Baganoff, "esto es emocionante porque es la primera vez que vemos al agujero negro gigante de nuestro vecindario devorar un trozo de material galáctico" .

La energía liberada durante la explosión corresponde a una súbita caída hacia el agujero de material galáctico con una masa equivalente a la de un cometa o asteroide. El agujero negro literalmente había engullido algo. Durante el máximo de intensidad de la llamarada, la intensidad de los rayos X decayó dramáticamente para luego recuperarse, todo esto dentro de un intervalo de 10 minutos.
Observaciones posteriores de rayos X condujeron a los astrónomos a una posible respuesta: diez mil años atrás una supernova explotó muy cerca de Sagitario A*. Los gases que se expandieron rápidamente barrieron mucho del gas y el polvo interestelar, impidiendo que el material local cayera dentro del agujero negro supermasivo de la Vía Láctea, y por lo tanto, dejándolo "hambriento". Por la forma específica en que los rayos X se intensificaron y se desvanecieron, los astrofísicos calcularon que Sagitario A* tiene apenas unos 15 millones de Km de diámetro. Su pequeño tamaño, comparado con su enorme masa, parece concordar muy bien con el modelo de un agujero negro supermasivo. (Leer + )


Existe la teoría de que los agujeros negros supermasivos se formaron cuando las galaxias aparecieron originalmente. Otra es que un agujero negro de masa estelar pudo empezar a acumular material y creció hasta volverse supermasivo. Una tercera posibilidad es que los agujeros negros supermasivos nacen a partir de grupos de agujeros negros más pequeños que se fusionan.


La teoría de los túneles de gusano se remonta a 1916, poco después de que Einstein publicase su teoría general, cuando Ludwig Flamm, un físico vienés desconocido, se fijó en la más simple y teórica forma posible de un agujero negro – el agujero negro Schwarzschild – y descubrió que las ecuaciones de Einstein permitían una segunda solución, ahora conocida como 'agujero blanco', que se encuentra conectado a la entrada del agujero negro por un conducto de espacio-tiempo. La “entrada” del agujero negro y la “salida” del agujero blanco podrían estar en diferentes partes del mismo universo o en diferentes universos. En 1935, Einstein y Nathan Rosen estudiaron más a fondo la teoría de las conexiones intra- o inter-universo en una presentación cuyo propósito era explicar las partículas fundamentales, tales como electrones, en términos de túneles de espacio-tiempo unidos por líneas de fuerza eléctricas. Esto dio paso al nombre formal de puente Einstein-Rosen, al que más tarde el físico John Wheeler se referiría como “túnel de gusano” (wormhole) . El interés en los túneles de gusano navegables tomó auge después de la publicación de un escrito en 1987 de Michael Morris, Kip Thorne, y Uri Yurtsever del Instituto de Tecnología en California .
David Hochberg y
Thomas Kephart de la Universidad Vanderbilt han descubierto que, en los primeros instantes del Universo, la propia gravedad puede haber dado lugar a regiones de energía negativa en las cuales pueden haberse formado túneles de gusano. Pero por ahora, sólo son teorías.( Leer + )


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