Burato negro

O primeiro astrónomo en falar de estrelas escuras foi o crego e astrónomo John Michell (1724-1793) que propuxo nun artigo publicado no ano 1783 publicado nas "Philosophical Transactions of the Royal Society of London" ^[23] que se a gravidade dunha estrela fose maior que a velocidade de escape da luz esta non podería saír nunca da estrela o que daría lugar a unha estrela negra.^[24] Os cálculos simplistas de Michell asumiron que este corpo podería ter a mesma densidade que a do Sol e concluíu que tal corpo formaríase cando o diámetro dunha estrela superase a do Sol nun factor de 500 e a velocidade de escape da superficie superase a velocidade habitual da luz. Michell observou correctamente que estes corpos supermasivos pero non radiantes poden ser detectados polos seus efectos gravitatorios sobre os corpos próximos visibles.^[25][8] O astrónomo e matemático francés Pierre-Simón de Laplace no ano 1795 chegou a mesma conclusión sinalando que é consonte a gravidade de Newton. Ámbolos dous pensadores consideraban que a velocidade da luz podía frearse consonte a física clásica.^[26]

Os estudosos da época estaban inicialmente entusiasmados coa proposta de que as "estrelas escuras" xigantes pero invisibles poderían estar escondidas á vista, pero o entusiasmo diminuíu cando a natureza ondulatoria da luz se fixo patente a principios do século XIX,^[27] como se a luz fose unha onda máis que unha partícula, non estaba claro que influencia tería a gravidade na fuga das ondas luminosas.^[8][28]

A física moderna desacredita a idea de Michell de que un raio de luz que sae directamente da superficie dunha estrela supermasiva, é freado pola gravidade da estrela, detense e volve en caída libre á superficie da estrela.^[29]

En 1915, Albert Einstein desenvolveu a súa teoría da relatividade xeral, xa que demostrou anteriormente que a gravidade inflúe no movemento da luz. Só uns meses despois, Karl Schwarzschild atopou unha solución para as ecuacións de campo de Einstein que describen o campo gravitatorio dunha masa puntual e unha masa esférica.^[30][31] Uns meses despois de Schwarzschild, Johannes Droste, un estudante de Hendrik Lorentz, deu independentemente a mesma solución para a masa puntual e escribiu máis extensamente sobre as súas propiedades.^[32][33] Esta solución tivo un comportamento peculiar no que agora se chama raio de Schwarzschild, onde se converteu en singular, o que significa que algúns dos termos das ecuacións de Einstein volvéronse infinitos. A natureza desta superficie non se entendía moi ben naquel momento.

En 1924, Arthur Eddington demostrou que a singularidade desapareceu despois dun cambio de coordenadas, aínda que Georges Lemaître tardou ata 1933 en darse conta de que isto significaba que a singularidade no raio de Schwarzschild era unha singularidade de coordenadas non física.^[34] Arthur Eddington con todo, comentou a posibilidade dunha estrela con masa comprimida ao raio de Schwarzschild nun libro de 1926, sinalando que a teoría de Einstein permítenos descartar densidades demasiado grandes para as estrelas visibles como Betelgeuse porque "unha estrela de 250 millóns de km de radio non podería ter unha densidade tan alta como a do Sol". En primeiro lugar, a forza da gravitación sería tan grande que a luz sería incapaz de escapar dela, os raios caerían de volta á estrela como unha pedra á terra. En segundo lugar, o desprazamento ao vermello das liñas espectrais sería tan grande que o espectro quedaría fóra da existencia. En terceiro lugar, a masa produciría tanta curvatura da métrica espazo-temporal que o espazo pecharíase arredor da estrela, deixándonos fóra (é dicir, en ningunha parte)."^[35][36]

En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculou, utilizando a relatividade especial, que un corpo non xiratorio de materia dexenerada por electróns por encima dunha certa masa límite (1.44 M_☉, agora chamada límite de Chandrasekhar) non ten solucións estables.^[37] Aos seus argumentos opuxéronse moitos dos seus contemporáneos, como Eddington e Lev Landau, que sostiñan que algún mecanismo aínda descoñecido detería o colapso.^[38]

Tiñan razón en parte: unha anana branca lixeiramente máis masiva que o límite de Chandrasekhar colapsará nunha estrela de neutróns,^[39] que á súa vez é estable. Pero en 1939, Robert Oppenheimer e outros predixeron que as estrelas de neutróns por encima doutro límite (o límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff) colapsarían aínda máis polas razóns presentadas por Chandrasekhar, e concluíron que non era probable que ningunha lei da física interviñese e impedise que polo menos algunhas estrelas colapsasen ata converterse en buracos negros.^[40] Os seus cálculos orixinais, baseados no principio de exclusión de Pauli, dábana como 0,7 M_☉; a consideración posterior da repulsión neutrón-neutrón mediada pola forza forte elevou a estimación a aproximadamente 1,5 M_☉ a 3,0 M_☉.^[41] As observacións da fusión de estrelas de neutróns GW170817, que se cre que xerou un buraco negro pouco despois, refinaron a estimación do límite TOV a 2,17 M_☉.^{[42][43][44][45][46]} Oppenheimer e os seus coautores interpretaron que a singularidade no límite do radio de Schwarzschild indicaba que este era o límite dunha burbulla na que o tempo se detiña. Este punto de vista é válido para os observadores externos, pero non para os observadores internos. Debido a esta propiedade, as estrelas colapsadas recibiron o nome de "estrelas conxeladas", porque un observador externo vería a superficie da estrela conxelada no tempo no instante en que o seu colapso a leva ao radio de Schwarzschild.^[47]

Tamén en 1939, Albert Einstein tentaría demostrar que os buratos negros eran imposibles na súa publicación no xornal Annals of Mathematics, "On a Stationary System with Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses" (Sobre un sistema estacionario con simetría esférica formado por moitas masas gravitatorias), utilizando a súa teoría da relatividade xeral para defender o seu argumento.^[48] Meses máis tarde, Oppenheimer e o seu estudante Hartland Snyder proporcionarían o modelo Oppenheimer-Snyder no seu artigo "On Continued Gravitational Contraction",^[49] que predicía a existencia dos buracos negros. No artigo, que non facía referencia á recente publicación de Einstein, Oppenheimer e Snyder utilizaron a teoría da relatividade xeral do propio Einstein para mostrar as condicións nas que podería desenvolverse un burato negro por primeira vez na física contemporánea.^[48]

En 1958, David Finkelstein identificou a superficie de Schwarzschild como un horizonte de sucesos, "unha membrana unidireccional perfecta: as influencias causales só poden atravesala nunha dirección".^[50] Isto non contradicía estritamente os resultados de Oppenheimer, senón que os ampliaba para incluír o punto de vista dos observadores que caen nun burato negro. A solución de Finkelstein ampliou a solución de Schwarzschild para o futuro dos observadores que caen nun buraco negro. Unha extensión completa xa fora atopada por Martin Kruskal, a quen se instou a publicala.^[51]

Estes resultados producíronse ao comezo da idade de ouro da relatividade xeneral, que estivo marcada polo feito de que a relatividade xeneral e os buratos negros convertéronse en temas principais de investigación. A este proceso contribuíu o descubrimento de púlsares por Jocelyn Bell Burnell en 1967,^[52][53] que, en 1969, demostraron ser estrelas de neutróns en rápida rotación.^[54] Até entón, as estrelas de neutróns, do mesmo xeito que os buratos negros, considerábanse meras curiosidades teóricas; pero o descubrimento dos púlsares demostrou a súa relevancia física e espoleou un maior interese por todo tipo de obxectos compactos que puidesen formarse por colapso gravitatorio.^[55]

Neste período atopáronse solucións máis xerais para os buracos negros. En 1963, Roy Kerr atopou a solución exacta para un buraco negro en rotación. Dous anos máis tarde, Ezra Newman atopou a solución axisimétrica para un buraco negro que é á vez xiratorio e cargado eléctricamente.^[56] A través do traballo de Werner Israel,^[57] Brandon Carter,^[58][59] e David Robinson^[60] xurdiu o teorema do non-pelo, que afirma que a solución dun buraco negro estacionario está completamente descrita polos tres parámetros da métrica de Kerr-Newman: masa, momento angular e carga eléctrica.^[61]

Coa chegada da concepción cuántica da luz (a dualidade onda partícula do fotón), da teoría da relatividade xeral (velocidade da luz coma unha constante básica da natureza, o espazo tempo como unha entidade cuatridimensional e a gravidade como unha curvatura), e da física da fusión nuclear (o que permitiu descubrir a secuencia básica da produción de enerxía das estrelas ata o esgotamento do combustible estelar, as supernovas) permitiu desenvolver o marco teórico actual sobre a existencia de buratos negros. O termo burato negro para referirse a estes obxectos astrofísicos foi usado por primeira vez polo físico teórico norteamericano John Archivald Weller (1911-2008) no ano 1969.

Catro descubrimentos astronómicos viñeron a confirmar a existencia dos buratos negros:

O descubrimento do pulsar NP0532 no centro da nebulosa do Cangrexo (remanente da supernova de 1054) por Jocelyn Bell Burnell e Tony Hewish (a estrela ten 30 km de diámetro e xera un pulsar cada 33 milisegundos) e os traballos posteriores para explicar o que era un pulsar, o que deu lugar ao descubrimento de que a enerxía da rotación da estrela de neutróns é a fonte do período do pulsar (a emisión de chorros periódicos de radiación electromagnética na frecuencia das ondas de radio, na dos raios X e na dos raios gamma), o que serviu para comezar establecer a secuencia de eventos posteriores ás supernovas de estrelas masivas.

- O descubrimento de gromos de raios gamma (GRBs consonte o seu acrónimo en inglés). O descubrimento tivo lugar en 1967 polos satélites militares Vela dos Estados Unidos, que estaban adicados á detección de explosións nucleares terrestres que vulnerasen o tratado americano-soviético de prohibición parcial de ensaios nucleares de 1963. Os datos foron desclasificados nos anos 70, e non puideron ser correctamente interpretados ata a década de 1990, aínda hoxe se debate sobre o mecanismo concreto de emisión dos GRBs, entre posibles eventos en estrelas de neutróns, magnetares e buratos negros, e nos sistemas binarios destes obxectos estelares.

- O descubrimento de Cygnus X-1, considerada a primeira fonte de raios X xerada por un burato negro. A fonte foi descuberta por un foguete de investigación de raios X no ano 1964. Calcúlase que o burato negro e un obxecto compacto cunha masa equivalente a 11,8 veces a masa do sol, e o radio do seu horizonte de eventos é de só 44 quilómetros. O burato negro forma parte dun sistema estelar binario de raios X situado a 6070 anos luz do Sol. Os raios X xéranse ao caer materia ordinaria da estrela compañeira cara ao burato negro sendo acelerada consonte se achega ao horizonte de sucesos, esta aceleración quenta a materia facendo que emita fotóns en frecuencias cada vez máis altas.

-O descubrimento do quásar 3C 273 (o código significa: obxecto nº 273 en ascensión recta do Catálogo de Cambridge de Radio Fontes, publicado en 1959) na constelación de Virgo, que foi o primeiro quásar coñecido e a primeira radio fonte localizada fóra da nosa galaxia no ano 1970. En 2005 calculouse que está producido por un burato negro supermasivo cunha masa de 5,6 mil millóns de soles^[62]. A posición de 3C273 é (J2000) ascensión recta 12^h 29^m 6,7^s, declinación +2^d 3^m 8,6^s, e é visible na primavera en ámbolos dous hemisferios. É suficientemente brillante para ser localizable con telescopios de afeccionado grandes.

Hoxe en día, existen varias fontes confirmadas de buratos negros, incluídos varios buratos negros supermasivos en centros galácticos, tamén existen sistemas binarios estrela-burato negro, e sistemas binarios de buratos negros colapsantes coma os que deron lugar á detección de ondas gravitacionais polo observatorio LIGO de ondas gravitacionais.

No ano 2019 conseguiuse a primeira imaxe dun burato negro por parte do Telescopio de Horizonte de Eventos.^[63] No ano 2020 descubiruse no cluster de galaxias de Ofiúco unha explosión producida polo contorno dun burato negro que eclipsa a todas as coñecidas con anterioridade.^[64]

Poden existir polo menos tres clases de buratos negros pola súa masa:

• buratos negros supermasivos, con masas equivalentes a varios millóns de soles, estes fórmanse no mesmo proceso que dá orixe ás compoñentes esféricas das galaxias.
• buratos negros de masa estelar, que se forman cando unha estrela de masa 2.5 maior que a do Sol se converte en supernova e implosiona. O seu núcleo concéntrase nun volume moi pequeno que cada vez vaise reducindo máis. Este é o tipo de buratos negros postulados por primeira vez dentro da teoría da relatividade xeral.
• micro buratos negros, son obxectos hipotéticos, algo máis pequenos que os estelares. Se son pequenos abondo, poden chegar a evaporarse nun período relativamente curto mediante emisión de radiación de Hawking. Este tipo de entidades físicas é postulado nalgúns enfoques da gravidade cuántica, pero non poden ser xerados por un proceso convencional de colapso gravitatorio, o cal require masas superiores á do Sol.

Un burato negro está limitado por un horizonte de sucesos do que nada pode fuxir, nin sequera a luz, coa excepción da radiación de Hawking, de aí que sexan "negros". A materia atrapada no campo gravitatorio dun burato negro usualmente forma un disco de acreción arredor do horizonte de sucesos, e a materia que disipa o seu momento angular no disco vai caendo no burato.

A ergosfera é unha superficie elipsoide que rodea ó horizonte de eventos, da que, en teoría, aínda se pode fuxir. Nela a materia encóntrase xirando ó redor a altísimas velocidades pretas ás da luz. O horizonte de eventos é a superficie que marca o límite dende o que xa non se pode fuxir. A singularidade é un punto ou zona de densidade e gravidade infinitas que se alcanza cun volume nulo e un raio cero. Estes infinitos e ceros o que realmente din é que a relatividade xeral non é axeitada para describilo, e probablemente precisa dunha teoría cuántica da gravidade.

Un burato negro pode ser caracterizado ao completo con tres cantidades: masa, carga eléctrica e momento angular. A masa e o momento angular determinan as propiedades do horizonte de sucesos do burato pero non nos di nada do seu interior, isto ten grandes implicacións, de xeito que un burato negro dun diámetro de 1 cm podería ter un radio até o centro (ou singularidade) de millóns de quilómetros debido a distorsión que a singularidade central do burato exerce no tecido espazotemporal. Un burato negro sen carga e sen momento angular é un burato negro de Schwarzschild, namentres que un furado negro rotatorio (con momento angular maior que 0) denomínase burato negro de Kerr e só estes últimos son os que dispoñen de ergosfera (o principio de conservación do movemento angular nos di que a rotación é a mesma da estrela nai do burato). As solucións das ecuacións en ámbolos casos predín a existencia de buratos de verme, que, en teoría, poden ser portas no espazo-tempo que poderían comunicar dous puntos afastados do Universo ou do tempo, aínda que o seu propio 'inventor', Stephen Hawking, renegou recentemente desta idea.

Crese que no centro da maioría das galaxias (entre elas a Vía Láctea) hai buratos negros supermasivos, aínda que moitos deles están na actualidade inactivos.

Segundo Stephen Hawking, a pesar da imposibilidade física de fuxida dun furado negro, estes terminarán evaporándose pola chamada Radiación de Hawking.

• Burato de verme
• Burato negro estelar
• Raio de Schwarzschild