Libro N° 14651. Agujero Negro: La Evolución De Una Idea. Bartusiak, Marcia.
© Libro N° 14651. Agujero Negro: La Evolución De Una Idea. Bartusiak, Marcia. Emancipación. Enero 3 de 2026
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AGUJERO NEGRO:
Marcia Bartusiak
Agujero
Negro:
La Evolución
De Una Idea Marcia Bartusiak
Agujero Negro:
La
Evolución De Una Idea Marcia Bartusiak
Reseña
La
historia y evolución de las ideas y conceptos que dieron lugar al fenómeno
físico que conocemos como agujeros negros.
La
noción, por demás extraña, de que existen abismos en el espacio-tiempo de los
que no escapa ni la luz, parece ir contra toda lógica. Y es que es difícil
concebirlos. No por casualidad, físicos y astrónomos sostuvieron durante más de
cincuenta años un acalorado debate sobre la posibilidad de que los mismos
existieran en el Universo.
Este
fascinante libro explica las contribuciones de Einstein, Hawking y las de otros
importantes científicos al debate y recrea las batallas —ya frustrantes, ya
excitantes, y algunas veces cómicas— que dieron lugar al desarrollo de una de
las ideas más deslumbrantes de la historia que cambió por completo nuestra
visión del Universo.
Marcia
Bartusiak, escritora experta en temas de ciencia, revela también cómo el
agujero negro ayudó a revivir el mayor logro de Einstein, la teoría general de
la relatividad, después de haber sido relegada a una penumbra durante varias
décadas. El libro celebra los cien años de la teoría de la relatividad, y da
cuenta de la reciente detección de las ondas gravitacionales que comprueban la
existencia de los agujeros negros.
Índice
Prólogo
1.
Por tanto, es posible que los mayores cuerpos luminosos del universo sean
invisibles
2.
Newton, lo lamento
3.
Entonces uno podría encontrarse… en una geometría mágica
4.
¡Debería haber una ley de la naturaleza para evitar que una estrella se
comporte de esta manera absurda!
5.
Les demostraré a esos bastardos
6.
Solo permanece su campo gravitacional
7.
No podría haber elegido un momento más emocionante para ser físico
8.
Era el más extraño espectro que jamás hubiera visto
9.
¿Por qué no lo llama agujero negro?
10.
Potro de tortura medieval
11.
Mientras Stephen Hawking invierte en relatividad general y agujeros negros,
solicita una póliza de seguro
12.
Los agujeros negros no son tan negros
Epílogo
Cronología
Notas
Bibliografía
Agradecimientos
Acerca
de la autora
Prólogo
La
idea de agujero negro es muy seductora. A la emoción ante lo desconocido se
suma una sensación de peligro y abandono. Imaginar un viaje al límite exterior
de un agujero negro es como acercarse al precipicio de las cataratas del
Niágara y contemplar el salto vertical hacia las agitadas aguas abajo,
manteniéndonos, sin embargo, seguros al sabernos protegidos del peligro detrás
de una valla resistente. Incluso en el mundo real nos sabemos a salvo, ya que
los agujeros negros más cercanos a la Tierra se encuentran, por suerte, a
cientos de años luz de distancia. Así, experimentamos indirectamente esa oscura
y celestial aventura.
Para
cualquier astrofísico en una reunión es el objeto cósmico sobre el cual es más
probable que se le pregunte. Y por una buena razón: un agujero negro es algo
muy raro. Como ha escrito el reconocido Kip Thorne, experto en hoyos negros y
teórico del Caltech: «Como los unicornios y las gárgolas, los agujeros negros
parecen estar más en los territorios de la ciencia ficción y la mitología
antigua que en el Universo real».
J.
Craig Wheeler, astrofísico de la Universidad de Texas, los describe como icono
cultural. «Casi cualquiera comprende el simbolismo de los agujeros negros como
fauces abiertas que todo lo tragan y nada dejan salir», dice.
Y
fue esa misma rareza cruda y ajena, ahora celebrada, la que mantuvo a los
físicos sin aceptar los hoyos negros por décadas enteras. Según un famoso dicho
citado con frecuencia: «Toda verdad
pasa
por tres estados: primero, es ridiculizada; segundo, recibe violenta oposición,
y tercero, se le acepta como evidente por sí misma». El concepto de agujero
negro ha experimentado completamente todas y cada una de estas fases.
Es
el agujero negro el que obligó tanto a astrónomos como a físicos a tomarse en
serio el más notable logro de Albert Einstein, la relatividad general, que por
algún tiempo estuvo en un valle de desesperanza. Einstein fue reconocido como
«persona del siglo XX» por la revista Time, honor que fue una gran sorpresa
para la comunidad científica de mediados de ese siglo. En esa época pocas
universidades en el mundo enseñaban relatividad general, en la creencia de que
carecía de aplicaciones prácticas para los físicos: los mejores y más
brillantes centraban su atención en otros campos de la física. Después de un
brote de entusiasmo en 1919, cuando la medición de un famoso eclipse solar
proporcionó una prueba triunfal de la teoría general de la relatividad de Einstein,
esa nueva perspectiva de los físicos acerca de la gravedad fue ignorada en gran
medida. La idea de la gravedad de Isaac Newton funcionaba muy bien en nuestro
mundo cotidiano de bajas velocidades y estrellas normales, así que ¿para qué
preocuparse con los ajustes minúsculos que la relatividad general ofrecía? ¿De
qué servía? «Las predicciones de Einstein hacen referencia a sutilezas tan
minúsculas de la teoría newtoniana», mencionó un crítico, «que no veo el porqué
de tanto aspaviento». Después de un tiempo, la teoría de la gravedad revisada
por Einstein pareció no tener relevancia alguna. Para cuando él murió, en 1955,
la relatividad general se encontraba casi olvidada. Solo un puñado de físicos
se especializaba en ese campo. Como confesó el premio Nobel, Max Born, viejo
amigo íntimo de Einstein, en una conferencia en el año de la muerte de este, la
relatividad general «me parece una obra de arte, para ser disfrutada y
apreciada a distancia».
Pero
lo que realmente había hecho Einstein era generar una teoría que aventajaba por
décadas a las de su tiempo. Las mediciones experimentales tenían que alcanzar
su modelo de la gravedad, el cual había sido creado a partir del más puro
pensamiento intuitivo. No fue sino hasta que los astrónomos dieron a conocer un
sorpresivo y novedoso fenómeno en el Universo, descubierto con tecnologías
avanzadas, que los científicos dedicaron una segunda y más seria mirada a la
visión de la gravedad de Einstein. En 1963 los observadores identificaron el
primer cuásar, una remota galaxia joven que expulsaba desde su centro la
energía de un millón de millones de estrellas como el Sol. Cuatro años después,
mucho más cerca de casa, los observadores tropezaron con el primer pulsar, una
fuente luminosa que giraba a gran velocidad y emitía periódicamente sonidos en
staccato. Mientras tanto, sensores espaciales detectaron poderosas emisiones de
rayos X y rayos gamma difundiéndose constantemente desde diversos puntos de la
esfera celeste. Todas estas señales novedosas y desconcertantes se dirigían
hacia objetos estelares colapsados —estrellas de neutrones y agujeros negros—,
cuya aplastante gravedad y vertiginosos giros los convertían en dínamos
extraordinarios. Con la detección de estos nuevos objetos, el Universo —alguna
vez sereno— adquirió un agudo y distinto perfil: se transformó en un cosmos a
lo Einstein, lleno de fuentes de energías titánicas solo comprensibles a la luz
de la relatividad.
Y lo
que en el fondo descubrieron los astrofísicos y llegaron a apreciar fue la
profunda apariencia estética de la relatividad general, en especial cuando se
trata de agujeros negros. «Estos son», señaló Subrahmanyan Chandrasekhar al
recibir el Premio Nobel de física en 1983, «los más perfectos objetos
macroscópicos que hay en el Universo». Los agujeros negros ofrecen todo lo que
un físico anhela para un resultado teórico: simplicidad y belleza. «La
belleza», dijo Chandrasekhar a su audiencia, «es el esplendor de la verdad».
Si
bien alguna vez el campo de la relatividad general fue un acogedor remanso,
ahora se agita en dos sentidos: el de la teoría y el de la práctica. El agujero
negro ya no es una rareza sino un componente vital del Universo. Prácticamente
cada galaxia desarrollada por completo parece tener en su centro un hoyo negro
supermasivo; puede ser que la propia existencia de la galaxia dependa de él. En
la actualidad, los telescopios están enfocándose alrededor del descomunal
agujero que reside en el corazón de nuestra galaxia, la Vía Láctea. Al mismo
tiempo, observatorios vanguardistas de novedoso diseño tecnológico están listos
para
detectar
los estruendos espaciotemporales —ondas gravitacionales— emitidos cuando los
hoyos negros colisionan en algún lugar de nuestro vecindario galáctico. Como
John Archibald Wheeler, decano estadounidense de la relatividad, hizo notar una
vez en la dedicatoria de su autobiografía: «Comenzaremos a comprender qué tan
simple es el Universo cuando reconozcamos lo extraño que es».
Pero
llegar a ese conocimiento llevó más de doscientos años —desde el precursor de
la idea de agujero negro en la década de 1780 hasta la prueba de observación a
mediados del siglo XX—, y durante la mayor parte de ese tiempo la noción de la
presencia cósmica de esta extraña entidad fue ignorada o activamente combatida.
Los físicos admitieron la existencia del hoyo negro solo después de muchos
«dimes y diretes» y especulaciones virtuales.
En
retrospectiva, es difícil entender por qué entablaron semejante lucha. La idea
de agujero negro es, de hecho, bastante sencilla. Tiene una masa y tiene un
giro. En cierto sentido es una entidad tan elemental como un electrón o un
cuark. Pero lo que confundió a los físicos por tanto tiempo fue su naturaleza
básica: es materia exprimida hasta un punto. Su batalla contra semejante
resultado fue más filosófica que científica, creían profundamente que la
naturaleza no podía (¡no debía!) actuar de forma tan enloquecida. Para un
puñado de físicos significó nadar contra corriente durante ese último medio
siglo e impulsar la idea, loca o no. Para 2015, en la celebración del
centenario de la relatividad general, aquí está la historia de esa frustrante,
capaz, estimulante y, a veces, humorística lucha por la aceptación. Esta no es
la anatomía de un agujero negro ni un reporte de los últimos descubrimientos
astronómicos y teóricos. Esta es la historia de una idea.
Capítulo
1
Por
tanto, es posible que los mayores cuerpos luminosos del
universo
sean invisibles
Todo
comenzó con sir Isaac Newton.
No,
déjeme retirar lo dicho. De hecho, el antepasado del agujero negro puede
rastrearse mucho antes. Se puede decir que todo comenzó en tiempos ancestrales,
cuando los más inteligentes pensadores de ese tiempo —los olvidados Newtons y
Einsteins de su época— se preguntaron por qué nuestros pies se mantienen firmes
sobre el suelo. Era una pregunta obvia para cualquier erudito de esos tiempos.
Todo
se concentra en la gravedad. La gravedad controla el movimiento de los planetas
alrededor del Sol, así como la caída de la hoja de un árbol en otoño. Es una
fuerza que damos por hecho, pero comprenderla nos llevó siglos. ¿Por qué las
cosas son atraídas hacia abajo, hacia la superficie de la Tierra? Hace más de
dos mil años, Aristóteles y otros filósofos de la antigüedad tenían para esta
pregunta una respuesta razonable: nuestro planeta estaba justo en el centro del
Universo y, por lo mismo, todo caía hacia él de manera natural. Seres humanos,
caballos, carruajes, cestos, eran impulsados a permanecer en esa posición
primordial. En consecuencia, estábamos sólidamente pegados a la terra firma.
Era el estado natural de las cosas.
Esa
explicación tenía total sentido ante la experiencia cotidiana. Así era… hasta
que Nicolás Copérnico intervino y cambió,
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dramáticamente
y de una vez por todas, el panorama cósmico. En 1543, el canon polaco se
atrevió a asegurar que, en realidad, la Tierra giraba alrededor del Sol con los
demás planetas. Anteriormente otros, como Aristarcos de Samos en el siglo III
a. C., ya habían sugerido esta idea, pero no arraigó sino hasta que Copérnico
presentó su Universo heliocéntrico. Como resultado tuvo que reexaminarse
completamente la configuración que nos mantenía vinculados a nuestro planeta,
por mucho tiempo asumida. La Tierra ya no se encontraba descansando en la
matriz del Universo, esperando serenamente a que los objetos se precipitaran
hacia ella. En lugar de eso, se movía, y el Sol estaba en posición central.
Esta nueva alineación motivó a algunas de las mentes más brillantes de Europa a
replantearse las leyes de la gravedad y el mecanismo detrás del movimiento
planetario. El reto estaba dado.
Inspirado
por el reclamo del inglés William Gilbert en 1600, quien planteaba la Tierra
como un enorme imán, el matemático alemán Johannes Kepler sugirió que hilos de
fuerza magnética emanados del Sol eran los responsables de impulsar a los
planetas a su alrededor. En contraste, en 1630, el filósofo francés René
Descartes imaginó que los planetas eran transportados, como hojas atrapadas en
un remolino, por vórtices de éter, la tenue sustancia que se creía formaba el
universo.
Todas
estas ideas serían revocadas, eventualmente, cuando en 1687 Isaac Newton
planteó un conjunto de leyes mucho más rigurosas, tanto para la gravedad como
para el movimiento planetario. Ese fue el año en que publicó su magistral
Philosophiae Natura lis Principia
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Mathematica.
Hoy lo conocemos simplemente como Principia. En ese tiempo Newton tenía 44
años, pero su teoría acerca de la gravedad se había estado gestando en su mente
desde mucho antes.
Comenzó
en 1665, durante el periodo de restauración del rey Carlos II, cuando la peste
negra se había extendido una vez más. Para evitar el contagio, Newton abandonó
sus estudios en la Universidad de Cambridge y se retiró a la casa de su
infancia en la aldea de Woolsthorpe, al este de Nottingham. Posiblemente fue
allí en donde el brillante estudiante vio caer en su jardín la legendaria
manzana, aquella que lo inspiró para reflexionar sobre la tendencia de los
cuerpos a precipitarse hacia la Tierra con cierta aceleración. ¿La misma fuerza
que actúa sobre la manzana afecta también a la Luna?, se preguntó. Virtuoso de
las matemáticas, en gran medida autodidacta, observó que la Luna siempre
parecía estar «cayendo» hacia la Tierra —su trayectoria se volvía curva— por
efecto de un tirón terrestre, que disminuye hacia el exterior en una proporción
cercana al cuadrado de la distancia. En otras palabras: si se dobla la
distancia entre dos objetos, la fuerza entre ellos disminuye un cuarto de su
valor original. Matemáticamente esto significa que una fuerza está
repartiéndose equitativamente en todas las direcciones. Pero como esas
tempranas apreciaciones de Newton no eran perfectas, el joven dejó el asunto de
lado por muchos años. «Dudó y debatió», escribió su biógrafo Richard Westfall,
«desconcertado de momento por las abrumadoras complejidades».
El
interés de Newton por la gravedad no volvió a aparecer hasta la década de 1670,
cuando Robert Hooke, encargado de los
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experimentos
para la Royal Society de Gran Bretaña, desarrolló una atractiva serie de
conjeturas para explicar la gravedad: todos los cuerpos celestes tienen una
fuerza gravitacional dirigida hacia sus centros; pueden atraer a otros cuerpos,
y la atracción es más fuerte cuanto más cerca este un cuerpo del otro. Hooke
tenía un conjunto de leyes generales, pero sin ecuaciones. Lo que no pudo
deducir, como hizo notar en su respectiva publicación, fue si el movimiento
planetario se daba necesariamente en forma de «círculo, elipse o alguna otra
línea curva compleja». Durante el invierno de 1679-1680, motivado por un
intercambio epistolar con Hooke acerca del tema, Newton revivió y retomó el
problema que se había planteado en su juventud.
Sin
embargo, al principio mantuvo para sí sus revolucionarios resultados. Newton,
quien valoraba mucho su privacidad, desconfiaba de su celoso rival, Hooke. A
menudo temeroso de exponer su trabajo ante la crítica, en cierta ocasión
confesó en una carta a un colega: «Soy… tímido al asentar en papel cualquier
cosa que pueda provocar una disputa». Mucho tenemos que agradecer a Edmond
Halley (cuyo nombre lleva el famoso cometa) por los Principia de Newton. Al
visitarlo en 1684, Halley preguntó al ilustre físico cómo podía moverse un
planeta conforme a una ley del inverso del cuadrado. Confiado, Newton replicó:
«En una ellipsis», lo que nosotros hoy llamamos elipse, señalando que él había
trabajado en ello desde varios años antes.
Desde
ese momento, Halley fue el mayor defensor de Newton. Su constante impulso y
apoyo económico finalmente dieron a este la
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energía
necesaria para escribir su obra maestra sobre la gravedad. Y una vez entregado
a esto, Newton nunca se detuvo. Westfall hace notar que Newton tenía enorme
capacidad para el «éxtasis, para entregarse por completo a un objetivo
primordial» y con frecuencia olvidaba comer y dormir si se encontraba en ese
estado. Halley le desató de nuevo ese arrebato intelectual. Newton abandonó
rápidamente sus demás proyectos (entre ellos matemática clásica, teología y
alquimia) y aplicó todo su poder de concentración a completar su trabajo sobre
la gravedad. Armado con mediciones de la Tierra más precisas, finalmente fue
capaz de probar que una ley del inverso del cuadrado explicaba la atracción de
la Luna hacia la Tierra, y que una fuerza tal conduce directamente a los
planetas a moverse en órbitas elípticas, tal como había planteado Kepler en
1609. Kepler concluyó a partir de sus mediciones que los planetas seguían
órbitas elípticas, pero no supo por qué. Décadas después, Newton demostró con
sus matemáticas que dichas órbitas eran consecuencia natural de la ley de la
gravedad. Desde esquinas opuestas observación y teoría se encontraron y
acoplaron.
Casi
dos años tardó Newton en terminar sus Principia, y por causas comprensibles.
Animado por sus exitosos cálculos iniciales, trabajó con sus nuevas normas en
más y más casos y, en consecuencia, antiguos problemas de astronomía parecían
disolverse. La gravedad podía explicar las mareas y la precesión de la Tierra
(debida al tirón de la Luna y el Sol sobre la esfera terrestre), así como la
trayectoria de un cometa. Con un grandioso salto hipotético, Newton declaraba
que la gravedad era una fuerza fundamental y universal de la
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naturaleza.
El concepto universal fue clave. Lo mismo que provoca que una manzana caiga al
suelo mantiene a la Luna en órbita alrededor de la Tierra. «Para la naturaleza
es sencillo», escribió Newton, «y no se permite el lujo de lo superfluo». El
cosmos y la terra firma ya no eran campos separados, como tiempo atrás había
planteado Aristóteles. Cielos y Tierra operaban ahora bajo un conjunto de leyes
de la física. La gravedad, la atracción de un cuerpo hacia otro, actúa de
manera similar en todos los niveles del cosmos: tanto en la Tierra y dentro del
Sistema Solar, como entre las estrellas, galaxias y cúmulos galácticos.
Sin
embargo, había un problema con la ley de la gravedad de Newton: para aproximar
la Luna al planeta y la roca a la Tierra requería «cintas» de atracción
«radiadas» de alguna forma a través de las distancias, cortas o largas. Para
muchos esta hazaña sonaba más a misticismo que a ciencia. Los críticos
demandaron un mecanismo físico. Eso habían estado proporcionando por años los
filósofos naturalistas. ¿Cómo trabajaba la gravedad? ¿Qué estaba reemplazando
al magnetismo o a los vórtices? Esto llevó a la famosa declaración de Newton en
sus Principia: «Aún no he sido capaz de deducir a partir de los fenómenos la
causa de estas propiedades de la gravedad, y yo no invento hipótesis». Newton,
al contrario que sus contemporáneos, no iba a rebajarse con especulaciones
sobre algún tipo de oculta maquinaria cósmica. Estaba satisfecho, en esencia,
de que sus leyes permitieran a los físicos calcular con gran precisión el
movimiento de un planeta o el recorrido de una bala de cañón. Con el pasar de
los años, el resto de la comunidad de la física se fue
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poniendo
de su lado. Ayudó en gran medida la visita de un viajero celestial.
Luego
de estudiar de forma minuciosa los datos históricos, Halley pensó que un cometa
visto en 1682 tenía mucho en común con cometas observados previamente, en 1531
y 1607. Sus órbitas tenían las mismas características, iban alrededor del Sol
en sentido contrario al de los planetas y aparecían cada 75 o 76 años. Al
calcular la órbita del cometa con base en las leyes de Newton predijo en 1705
que regresaría en 1758. Y así fue, justo a tiempo, 16 años después de la muerte
de Halley y 31 después de la de Newton. Este logro deslumbró a los críticos de
Newton, callándolos de inmediato. ¿Quién puede rebatir una teoría capaz de
predecir correctamente el comportamiento del Sistema Solar, y con más de medio
siglo de anticipación? Ese fue el momento en que, a pesar de faltarle un
mecanismo, la ley de la gravedad de Newton al fin triunfó.
Con
las leyes de Newton en su sitio, los científicos del siglo XVIII llegaron a
apreciar el Universo como algo intrínsecamente cognoscible que marca su tic tac
como si fuera un reloj bien engrasado. Muchos astrónomos comenzaron a pasar
largas horas pegados a su escritorio, usando las reglas matemáticas de Newton
para descifrar los movimientos planetarios y predecir las mareas. De igual
forma, las estrellas se volvieron objetos idóneos para poner a prueba las leyes
de la gravedad. Y fue durante este empeño estelar que emergió un precursor del
agujero negro: de cierta forma, la versión del Modelo-T. La posible existencia
de un objeto tan extraño
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surgió
cuando un inglés de nombre John Michell aplicó las leyes de Newton al caso más
extremo imaginable.
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Michell
estaba justo en el momento más importante de una maravillosa era de
descubrimientos científicos y todo le interesaba. Era un geólogo, astrónomo,
matemático y teórico que con frecuencia se codeaba con los grandes de la Royal
Society de Londres, hombres como Henry Cavendish, Joseph Priestley e, incluso,
el miembro estadounidense de la Sociedad: Benjamín Franklin (durante sus dos
largas estadías diplomáticas en Londres). Puede afirmarse, ha escrito el
historiador de la ciencia, Russell McCormmach, que Michell era «el más
ingenioso de todos los filósofos naturalistas del siglo XVIII». Por ejemplo,
registró desde un principio que los estratos terrestres podían plegarse,
doblarse, elevarse o descender de su nivel. Si en la actualidad aún se recuerda
a Michell es por su planteamiento, en 1760, acerca de que los terremotos se
propagan a lo largo de la corteza terrestre como ondas elásticas. Por ello se
ganó el distintivo de «padre de la sismología moderna». Luego de analizar y
comparar, profundamente, varios registros del gran temblor que destruyó Lisboa,
Portugal, en 1755, Michell fue capaz de calcular el momento, el lugar y la
profundidad del epicentro, el cual se encontraba hacia el oeste, en el océano
Atlántico.
Michell
también diseñó un delicado instrumento capaz de medir la constante
gravitacional de las ecuaciones de Newton, permitiéndole en esencia «pesar» la
Tierra. Murió antes de poder ponerlo a prueba, pero posteriormente su amigo
Cavendish consiguió su balanza de
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torsión
y, tras hacerle algunos ajustes, midió con ella la masa de nuestro planeta.
La
balanza de torsión, basada en un diseño de John Michell, que
utilizó
Henry Cavendish en 1797-1798 para pesar la Tierra.
(Philosophical
Transactions of the Royal Society of London).
Sin
embargo, a pesar de estos logros Michell tenía la mala costumbre de enterrar
sus ideas originales (como la ley del inverso del cuadrado de la fuerza
magnética antes de que fuera redescubierta) en publicaciones periódicas cuya
atención se centraba en temas más mundanos y recibió poca atención. Algunas de
sus mejores ideas fueron mencionadas casualmente en citas o pies de página. En
consecuencia, la fama duradera lo eludió.
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Michell
comenzó sus investigaciones científicas en Queens’ College, en Cambridge. Hijo
de un rector anglicano, entró a Queens en 1742 con 17 años de edad, y después
de graduarse permaneció ahí varios años como maestro. Un contemporáneo lo
describió como «un individuo pequeño, de tez oscura y gordo… Se le consideraba
un hombre muy ingenioso y un excelente filósofo». Mientras estuvo en Cambridge
fue, incluso, tutor de un joven Erasmus Darwin, el abuelo de Charles Darwin,
quien se refirió a su mentor como «un cometa de primera magnitud».
Pero
para 1763, y listo para casarse, Michell decidió dejar la enseñanza y
entregarse a la iglesia. Finalmente se instaló en el pueblo de Thornhill, en
West Yorkshire, en donde sirvió como clérigo hasta su muerte a los 68 años de
edad, en 1793. Sin embargo, durante sus décadas con la Iglesia de Inglaterra,
el reverendo continuó satisfaciendo su amplia curiosidad científica. Tenía
olfato para las cosas interesantes y estaba dispuesto a destacar con
especulaciones, pero siempre con base en sus conocimientos matemáticos de
primer nivel. Por entonces, una de sus conjeturas más intrigantes, cuando Gran
Bretaña se estaba recuperando de la guerra con sus colonias en América, fue
imaginar eso que hoy llamamos agujero negro.
Esta
idea se desarrolló a partir de una temprana predicción que Michell había hecho.
En el siglo XVIII los astrónomos veían cada vez más estrellas dobles mientras
recorrían el cosmos con sus telescopios, progresivamente, mejores. El sentido
común de aquel entonces declaró que, en realidad, esas estrellas se encontraban
a
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distintas
distancias de la Tierra, estrechamente alineadas en el firmamento por mero azar
—según esto, era solo una ilusión que estuvieran conectadas de alguna forma—.
Con notable lucidez, Michell argumentó que para formar casi todos esos pares
debían estar vinculadas gravitacionalmente entre sí.
Estaba
sugiriendo que las estrellas podían existir por pares, una noción completamente
novedosa para los astrónomos de entonces. En un innovador artículo publicado en
1767, Michell dedujo la alta probabilidad de que, dado un grupo de estrellas,
las estrellas gemelas estuvieran físicamente cerca —«las probabilidades en
contra de esta opinión», subrayó, «son muchos millones de millones a una»—.
(Como solía hacer, expuso sus estimaciones en un pie de página). Al hacer sus
cálculos fue el primero en sumar la estadística al repertorio de herramientas
matemáticas de la astronomía. Según Michael Hoskin, experto en historia de la
astronomía, ese artículo «podría decirse que fue para la astronomía estelar la
contribución más perceptiva e innovadora… del siglo XVIII».
Al
mismo tiempo, Michell reconoció que las estrellas dobles podían ser bastante
útiles para conocer muchas cosas sobre las propiedades de las estrellas: qué
tan brillantes son, cuánto pesan, cuán grande es su circunferencia. Él
sospechaba que las había más brillantes y más opacas que nuestro Sol. Aventuró,
inteligentemente, que una estrella blanca era más brillante que una roja.
(«Esos fuegos que producen la luz más blanca», señaló en su artículo, «son por
mucho los más brillantes»). Así, dos estrellas que orbitaban una junto a otra
eran el laboratorio perfecto para, desde
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lejos,
poner a prueba sus ideas y conseguir respuestas. Casi todos los astrónomos de
esos días estaban lejos de preocuparse por estas cuestiones. Estaban muy
ocupados descubriendo lunas o siguiendo el movimiento de los planetas con
exquisita precisión. Para ellos, las estrellas no eran demasiado interesantes y
solo servían como conveniente telón de fondo para sus mediciones del Sistema
Solar y sus componentes. El Sol, la Luna y los planetas eran sus objetivos de
observación principales.
El
gran astrónomo inglés, William Herschel, amigo de Michell, era la extraña
excepción a esa regla. Con frecuencia cambiaba de enfoque, alejándose del
trabajo astronómico convencional. Luego de una docena de años de escritos de
Michell acerca de las estrellas dobles, Herschel comenzó a monitorear y a
catalogar aquellas que se encontraban juntas en el cielo. Michell alabó el
creciente banco de datos de Herschel como «un muy valioso regalo al mundo
astronómico». Tan valioso que Michell amplió sus ideas acerca de las estrellas
dobles en un artículo, publicado en 1784, bajo el maratónico título de: «Sobre
los medios para descubrir la distancia, magnitud, etc., de las estrellas fijas
como consecuencia de la disminución en la velocidad de su luz, en caso de que tal
disminución se lleve a cabo en cualquiera de ellas, y esos datos extras podrán
procurarse a través de la observación, que sería aún más necesaria para tal
propósito». (¡Uuuuf!). Fue en este trabajo en el que insinuó la posibilidad del
agujero negro, o al menos una versión dieciochesca y newtoniana de él.
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El
eminente Henry Cavendish, descubridor del hidrógeno y su vínculo con el agua,
leyó el artículo de Michell en una serie de reuniones de la Royal Society en
noviembre y diciembre de 1783 y enero de 1784. (Entonces fue publicado en la
revista científica Philosophical Transactions de la Royal Society, con una
extensión de 23 páginas). Michell tenía verdadera devoción por la Sociedad, y
al menos una vez al mes viajaba las arduas doscientas millas (trescientos
kilómetros) entre Yorkshire y Londres para participar en las reuniones o
compartir con sus amigos socios. Pero para las reuniones de aquel invierno,
inexplicablemente el reverendo permaneció en su casa. Pudo deberse a una débil
salud o a la falta de fondos para el viaje, o posiblemente solo quiso evitar el
apogeo de las ruidosas escaramuzas para desbancar al presidente, el botánico
sir Joseph Banks. También estaban de por medio las pruebas preliminares de su
teoría: no detectaban lo que había esperado medir. Pero algunos historiadores
han especulado que conocía la naturaleza audaz de su artículo y pensó que la
Sociedad lo aceptaría más fácilmente si quien lo presentaba era su cercano y
altamente respetado amigo y colega.
La
técnica radical de Michell para estudiar las estrellas contemplaba la velocidad
de la luz. Hizo notar lo siguiente: si los astrónomos monitoreaban de cerca el
par de estrellas en un sistema binario, moviéndose alrededor una de otra,
podrían calcular sus masas. Era la aplicación más fundamental de las leyes de
la gravedad de Newton.
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El
artículo del siglo XVIII en donde John Michell sugirió por primera vez la
existencia de la versión newtoniana de un «agujero negro». (Philosophical
Transactions of the Royal Society of London).
[Traducción:
VII.
Sobre
los medios para descubrir la distancia, magnitud, etc., de las estrellas fijas
como consecuencia de la disminución en la velocidad de su luz, en caso de que
tal disminución se lleve a cabo en cualquiera de ellas, y esa información deba
procurarse por medio de observaciones, como sería necesario para ese propósito.
Por el Rev. John
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Michell,
B. D. F. R. S. en una carta a Henry Cavendish, Esq.
F.
R. S. y A. S.
Leída
el 27 de noviembre de 1783.
Thornhill,
26 de mayo de 1783.
Querido
caballero:
El
método que le mencioné cuando estuve por última vez en Londres, con el cual tal
vez sea posible calcular la distancia, magnitud y peso de algunas estrellas
fijas como medio de disminución en la velocidad de su luz, se me ocurrió poco
después de escribir lo que publicó el Dr. Priestley en su Historia de la óptica
en relación con la disminución en la velocidad de la luz a consecuencia de su
aproximación al Sol; pero la dificultad extrema, y quizás imposibilidad, para
proporcionar la información adicional necesaria para este propósito me
parecieron, al pensarlo por primera vez, objeciones de tal envergadura para ese
esquema que no las consideré más. Como, sin embargo, ciertas observaciones
posteriores comienzan a darnos mayor oportunidad para conseguir por fin esta
información, considero que no sería impropio para los astrónomos conocer el
método que propongo (el cual, hasta donde sé…).
Si
se medía la amplitud de la órbita y el tiempo que llevaba a las estrellas
orbitar entre ellas, se podría dar una estimación de sus masas. Y si el tirón
gravitacional de cada una afectaba el movimiento de la otra, sugirió Michell,
ese tirón también afectaría a
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la
luz. Era una época en la cual se asumía que la luz estaba compuesta por
«corpúsculos», enjambres de partículas —sobre todo porque Newton había avalado
esa idea y su opinión era reverenciada—.
Imaginemos
a estas partículas saliendo de la estrella y viajando hacia el espacio. Michell
asumió que la gravedad atraería a estos corpúsculos igual que a la materia.
Cuanto más grande fuera la estrella, mayor sería la resistencia gravitacional
sobre la luz y disminuiría su velocidad. Habría una «disminución en la
velocidad de la luz [de las estrellas]», como anunciaba el título de su
artículo. Mida usted la velocidad de un rayo de luz al entrar por el telescopio
y, ¡voilà!, habrá adquirido el medio para pesar una estrella.
Y es
aquí donde surge la posibilidad del «agujero negro»: Michell llevó su escenario
hasta el límite y calculó cuándo sería tan grande la masa de una estrella que
«la luz… volvería hacia ella como resultado de su propia fuerza de gravedad»
—como un chorro de agua lanzado por una fuente, que alcanza una altura máxima y
luego desciende—. Sin un corpúsculo radiante que escape de ella, la estrella se
mantendría invisible para siempre, como un pequeño punto oscuro en el cielo.
Según los cálculos de Michell, esa transformación podría darse cuando la
estrella fuera quinientas veces más grande que el Sol, e igualmente densa. En
nuestro sistema solar, tal estrella se extendería más allá de la órbita de
Marte.
En
1796, en medio de la Revolución Francesa, el matemático Pierre Simon de Laplace
llegó por su cuenta a una conclusión similar.
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Mencionó
brevemente a estos corps obscurs, o cuerpos ocultos, en su famosa Exposition du
système du monde, un manual sobre la cosmología de su época. «Una estrella
luminosa, con igual densidad que la de la Tierra, y cuyo diámetro fuera
doscientas cincuenta veces mayor que el del Sol», escribió, «no permitiría,
como consecuencia de su atracción, a cualquiera de sus rayos llegar hasta
nosotros; así, es posible que los más grandes cuerpos luminosos en el Universo
puedan, por esta causa, ser invisibles». Fue solo después de la crítica de un
tenaz colega, el astrónomo barón Franz Xaver von Zach, que Laplace desarrolló,
tres años después, una rigurosa prueba matemática para demostrar su precipitado
enunciado inicial. La estimación de Laplace del diámetro de la estrella oscura
fue diferente al de Michell porque asumió mayor densidad para los cuerpos
solares.
¿Pero
tiene algún sentido predecir la existencia de estrellas que jamás serán vistas?
Laplace quizá tuvo segundos pensamientos cuando se comenzó a ver a la luz como
ondas, no como corpúsculos. O quizá sencillamente experimentó una pérdida de
interés, pues en las ediciones posteriores de Système du monde — varias hasta
su muerte en 1827— excluyó su conjetura sobre la estrella invisible y nunca la
mencionó otra vez. Michell, por el contrario, mostró más sagacidad en su
artículo de 1784. En él sugirió una manera más inteligente de ver esas
estrellas invisibles. Si una de ellas gira en torno a una estrella luminosa,
señaló, sería notable su efecto gravitacional sobre los movimientos de esta. En
otras palabras: la estrella brillante parecería balancearse hacia
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adelante
y hacia atrás a lo largo del tiempo debido a los tirones de las estrellas
oscuras. Es una de las múltiples vías que tienen los astrónomos actuales para
rastrear agujeros negros.
Sin
embargo, al final, Michell y Laplace se estaban adelantando a sí mismos
—planteando problemas antes de que la física estuviera en posición de
responderlos—. No se dieron cuenta de que las estrellas súpergigantes tienen
densidades mucho menores a las que previeron. Tampoco llegaron a considerar que
el mismo efecto invisible podría darse si una estrella fuera más pequeña pero
muy, muy densa. Si de alguna manera se comprimiera a una estrella hasta hacerla
más pequeña, la velocidad de escape aumentaría considerablemente. Pero en aquel
entonces los astrónomos solo asumieron que todas las estrellas compartían con
el Sol o la Tierra una misma densidad. ¿Algo podría ser más denso que los
elementos terrestres? Impensable a fines del siglo XVIII.
Tanto
Michell como Laplace estaban trabajando con una inadecuada ley de la gravedad,
y una equivocada teoría de la luz. Aún no sabían que la luz nunca disminuye su
velocidad cuando está en el vacío. Probar la existencia de estas estrellas
oscuras requería de teorías más avanzadas para la luz, la gravedad y la
materia. El concepto moderno de agujero negro —un verdadero hoyo en el
espacio-tiempo, en vez de solo una gran mole de materia estelar oscura— no se
daría en casi un siglo. Esperó a la aparición en escena del filósofo
naturalista más ingenioso del siglo XX: Albert Einstein.
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Capítulo
2
Newton,
lo lamento
A
finales del siglo XIX los físicos podían señalar con orgullo dos logros
mayores: la mecánica clásica de Newton (establecida casi dos siglos antes) y
las ecuaciones del electromagnetismo del teórico escocés James Clerk Maxwell
(formuladas en la década de 1860). Para la física, cada ecuación era la más
grande de su tiempo. Fue Maxwell quien descubrió qué era realmente la luz,
vinculándola al ya conocido fenómeno de la electricidad y el magnetismo.
Predijo la existencia de ondas electromagnéticas, cuya «velocidad es tan
cercana a la de la luz», reportó, «que parece tenemos una razón de peso para
concluir que la luz en sí… es una alteración electromagnética en forma de
ondas». Con sus ecuaciones, Maxwell reveló una nueva y fundamental constante de
la naturaleza: la velocidad de la luz.
Experimento
tras experimento, los principios científicos de ambos, Newton y Maxwell,
produjeron predicciones sumamente precisas, así que era sencillo pensar que
poco quedaba por hacer en torno a esos temas. Maxwell, incluso, llegó a
preguntarse en 1874 —en su discurso en la apertura de lo que hoy es el
Laboratorio de Física Cavendish en la Universidad de Cambridge—, «si la única
ocupación… que quedará a los hombres de ciencia será llevar estas mediciones
hasta otro nivel decimal».
Pero
para un curioso estudiante de física alemán de la década de 1890, algo no
estaba del todo bien con estas leyes. Sus sospechas
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implicaban
muchas complejidades, como cuál era la verdadera naturaleza del éter que
supuestamente llenaba el espacio y cómo hacía la luz para viajar a través de
él. En el fondo de su corazón, a este joven Albert Einstein le perturbaba que
estos dos grandes planteamientos de la física no parecían compartir las mismas
reglas para el espacio y el tiempo. Sin miedo de confrontar a los grandes de su
tiempo, incluso como estudiante, Einstein estaba seguro de que la teoría
predominante, unificadora de la mecánica de Newton y el electromagnetismo de
Maxwell —electrodinámica—, «no era correcta, y podría ser presentada de modo
más sencillo». Anhelaba lograr entre ambas una total compatibilidad.
No
fue esta una decisión repentina. La raíz de su desafío se remontaba a su
adolescencia. En algunas notas autobiográficas, Einstein recordaba haberse
concentrado en una idea peculiar: ¿qué podría ver un hombre si lograba avanzar
a la par de un haz de luz? ¿Observaría una onda electromagnética congelada en
el lugar, como si fuera un glaciar? «Parece que algo así no existe», recordaba
haber pensado a los 16 años. Según Newton, uno podría alcanzar la luz, como si
se tratara de dos atletas en una carrera de relevos. Pero desde la perspectiva
de Maxwell, eso no era tan evidente. Los experimentos para ver cuán rápido
viajaba la luz en el éter sugerían que no podía ser alcanzada.
Después
de pasar años reflexionando de tanto en tanto sobre este tema, Einstein por fin
llegó a una conclusión. Es más, la alcanzó al volver factibles las hipótesis
más básicas. No fueron necesarios grandes saltos teóricos para arribar a su
respuesta. Su histórico
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artículo
de 1905 —acerca de lo que llegó a llamarse relatividad especial— es realmente
exquisito por su simplicidad. Todas sus hipótesis se basan en una física
accesible para cualquiera en el siglo XIX o comienzos del XX. De hecho, esas
mismas preocupaciones impulsaron a otros físicos cercanos a buscar una
solución, pero a todos les faltaba un ingrediente clave. La genial y peculiar
idea de Einstein fue una completamente nueva concepción del tiempo y el
espacio. Con esta pequeña modificación, todo encajó en su lugar; el desacuerdo
entre Newton y Maxwell se desvaneció.
La
relatividad especial propuso que todas las leyes de la física (tanto para los
procesos mecánicos como para los electromagnéticos) son iguales para dos marcos
referenciales: uno en reposo, el otro en movimiento a velocidad constante.
Quienes habían estudiado física newtoniana sabían que una pelota lanzada hacia
arriba en un tren que avanza a una velocidad constante de cien millas (160
kilómetros) por hora se comporta igual que una lanzada en un campo de juegos
inmóvil. Einstein deseaba que esa norma fuera verdadera también para el
electromagnetismo. Esto implicaba que el comportamiento de un rayo de luz —es
decir, con una velocidad de 186,282 millas (299,792 kilómetros) por segundo—
fuera el mismo en cada lugar: el tren y la cancha. ¿Por qué? Si las leyes de la
física deben mantenerse en ambos escenarios —el tren a velocidad constante y el
campo de juegos— la velocidad de la luz tiene que ser idéntica en los dos
ambientes. «Introduciremos otro postulado…», escribió Einstein en su artículo
de 1905: «la luz se propaga en el
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vacío
con una velocidad c, independiente del estado de movimiento del cuerpo emisor».
Eso
parece una suposición razonable, hasta que se hace una comparación drástica.
Los efectos de la afirmación de Einstein no pueden observarse en realidad, a
menos que las velocidades sean cercanas a la de la luz. Así, hagámoslo:
consideremos una nave espacial que se aleja constantemente de la Tierra a 185
mil millas por segundo, justo por debajo de la velocidad de la luz. El sentido
común puede hacernos pensar que los astronautas podrían estar viajando tan
rápido como cualquier rayo de luz al cruzar por la Tierra —e incluso podrían
tener una oportunidad para adelantar a la luz, si fueran un poco más rápido,
como consideró Einstein alguna vez—. Los astronautas de esa nave espacial aún
estarían midiendo la velocidad del haz de luz en 186,282 millas (299,792
kilómetros) por segundo, justo como lo haríamos quienes estamos en la Tierra.
La situación parece extraña, pero solo porque nos estorban nuestras nociones
comunes acerca del tiempo y el espacio. En nuestra vida cotidiana pensamos como
lo hicieron Newton y los antiguos filósofos previos a él: el espacio es una
caja vacía, invariable e inmóvil. Dentro de ese espacio fijo que nos rodea, uno
está en reposo o en movimiento. De manera similar, hay un reloj universal que
marca los segundos igual para todos los habitantes del cosmos. En todas partes,
de un extremo del Universo al otro, los eventos están en sintonía con este gran
reloj cósmico, sin importar la posición o la velocidad.
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Pero
ingeniosamente Einstein se dio cuenta de que ese no era el caso. La aparente
paradoja de los astronautas veloces —de cómo es posible que su medición de la
velocidad de la luz sea igual a la nuestra— se resuelve al considerar que el
tiempo no es absoluto. El tiempo es relativo. El mismo concepto de velocidad
(millas por hora o metros por segundo) implica hacer un seguimiento del tiempo,
pero astronautas y terrícolas no compartimos el mismo patrón. Esta es la
genialidad de Einstein: descubrir que el reloj universal de Newton era falso.
Como
nada puede viajar más rápido en el vacío que la velocidad de la luz, dos
observadores en distintos marcos de referencia no pueden ponerse de acuerdo en
la hora. La finita velocidad de la luz les impide sincronizar simultáneamente
sus relojes. Einstein descubrió que los espectadores separados por distancia y
movimiento no pueden ponerse de acuerdo acerca de cuándo están sucediendo los
eventos en el Universo.
Este
desacuerdo tiene también otras consecuencias. Si observamos, terrícolas y
astronautas tampoco estarán de acuerdo en otras mediciones. Masa, longitud y
tiempo son ajustables según el marco referencial de cada quien. Examinemos
desde la Tierra el reloj de la nave espacial al alejarse. Veremos un progreso
del tiempo más lento que en la Tierra. También distinguiremos cómo la nave
espacial adquiere perspectiva conforme a la dirección de su movimiento.
¡Quienes van en la nave no perciben los cambios en sí mismos o en la progresión
del tiempo en su reloj, pero miran hacia su cada vez más lejano planeta y
observan la misma contracción de objetos y
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dilatación
del tiempo en el ambiente terrícola! Cada uno mide la diferencia en el otro con
la misma magnitud. El espacio se reduce y el tiempo se frena cuando dos
observadores están acelerando uniformemente, para acercarse o alejarse. Según
el marco referencial, el espacio y el tiempo son distintos —lo suficiente como
para mantener la misma velocidad de la luz en ambos—. En cuanto los astronautas
comienzan a moverse en relación con la Tierra, forman (en cierto sentido) su
propia «burbuja» de experiencias, distinta a la nuestra. No volvemos a
compartir la misma visión del mundo. Lo único en que nosotros, los terrícolas,
y los astronautas estaremos de acuerdo es en la velocidad de la luz en el
vacío. Esa es la única constante universal.
Con
el tiempo absoluto destruido, tampoco hay necesidad del espacio absoluto. Ya no
funciona nuestra percepción de que el Sistema Solar está en un sereno reposo,
mientras la nave espacial se aleja a gran velocidad dentro de algún inmóvil
contenedor espacial. Tal entidad no existe. En la realidad, igual podemos
considerar al astronauta en reposo y a la Tierra huyendo a toda velocidad.
Siendo este el caso, escribió Einstein, el éter se vuelve «superfluo». Armados
con este novedoso punto de vista, dijo, los físicos ya no necesitan de «un
“espacio absolutamente estacionario” y con propiedades especiales». En algún
momento, el éter proveyó a los físicos de un marco referencial único: determinó
un estado de reposo absoluto. Pero Einstein reveló que esta sustancia etérea
había sido siempre pura ficción. «Para mí —y para muchos otros— lo más
emocionante de este artículo no eran su sencillez y
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totalidad»,
comentó el físico Max Born durante el quincuagésimo aniversario de la proclama
de la relatividad especial, «sino la audacia al retar la bien asentada
filosofía de Isaac Newton, los conceptos tradicionales de espacio y tiempo».
El
matemático Hermann Minkowski, quien alguna vez fue maestro de Einstein,
comprendió brillantemente que en la teoría de su alumno había una nueva
belleza, más profunda. Con su experto saber hacer matemático, Minkowski
reconoció que podía integrar la relatividad especial en un modelo matemático.
Demostró que, en esencia, Einstein estaba haciendo del tiempo una cuarta
dimensión. Espacio y tiempo se juntan en una sola entidad conocida como
espacio-tiempo. Se puede pensar en el espacio-tiempo como una serie de
fotografías apiladas que captan los cambios que ocurren en el espacio a lo
largo de los segundos, los minutos y las horas. Pero ahora todas esas
fotografías están unidas, formando una inquebrantable unidad. Dimensionalmente,
el tiempo actúa como otro componente del espacio. Es una consecuencia de una
velocidad de la luz constante; la velocidad se define como distancia entre
tiempo. La constante de esta relación: si se contrae la distancia que un rayo
de luz debe viajar, el tiempo pasará más lento. Ambos conceptos están
irrevocablemente ligados. «De ahora en adelante», señaló Minkowski en su famosa
conferencia de 1908, «el espacio por sí solo, y el tiempo por sí solo, están
condenados a desvanecerse entre las sombras, y solo algún tipo de unión entre
ambos preservará una realidad independiente».
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Minkowski
descubrió lo siguiente: aunque distintos observadores en diferentes situaciones
pueden no estar de acuerdo en cuándo y dónde ocurrió un evento, sí lo estarán
en una combinación de ambos. Desde una de las posiciones, el observador medirá
cierta distancia e intervalo de tiempo entre dos sucesos. Ubicado en otro marco
de referencia, un espectador distinto puede contemplar más espacio o menos
tiempo. Pero en ambos casos observarán que la separación total espacio-tiempo
es la misma. La cantidad fundamental se vuelve no solo espacio, o nada más
tiempo, sino la combinación de las cuatro dimensiones a la vez: largo, ancho,
alto y tiempo. Einstein no era experto en matemáticas, y no apreció esta
representación geométrica. Cuando conoció por primera vez la idea de Minkowski
declaró que la abstracta formulación matemática era «vana», era un «aprendizaje
superfluo». Según él, la inteligente y novedosa visión de Minkowski no ofrecía
un valor agregado a la física que tan meticulosamente había construido. Pronto
cambiaría de opinión.
****
A la
relatividad especial se le llama «especial» por una razón. Se refiere solo a un
tipo muy restringido de movimiento de los objetos: en línea recta y a una
velocidad constante. Es un rango muy estrecho. Así, poco después de crear esta
nueva ley, Einstein estuvo determinado a extender sus normas hacia todo tipo de
movimiento: cosas que aceleran hacia nosotros, se vuelven más lentas, se
tuercen o giran. La relatividad especial era «un juego de niños», dijo, en
comparación con el desarrollo de una teoría de la relatividad más
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general,
capaz de abordar todas las demás situaciones dinámicas — en particular, la
gravedad, la cual implica a la aceleración—. Durante los años siguientes, la
reputación de Einstein se acrecentó, lo que algunos de sus maestros
consideraron sorprendente: era frecuente que se aburriera y los contradijera,
lo cual le complicó conseguir un grado académico. Por ello, Einstein tuvo que
comenzar su vida profesional en la oficina suiza de patentes, trabajo que
encontró muy satisfactorio, ya que recordaba sus siete años ahí como una de las
etapas más felices de su vida. Escribió sus primeros artículos importantes
cuando era empleado ahí (incluidos el de relatividad especial y un tratado
acerca del efecto fotoeléctrico, por el cual ganó el premio Nobel en 1921). Pero
una vez que su estatus como físico mejoró considerablemente con esas
publicaciones en su haber, pudo dejar la oficina de patentes para cumplir con
una serie de compromisos universitarios en Zúrich y Praga. Llegó a la cima del
reconocimiento profesional en 1914, cuando se mudó a la prestigiosa Universidad
de Berlín como profesor-investigador y se hizo miembro de la Academia Prusiana
de Ciencias. Durante esos años de asentamiento y reubicación entabló en su
mente la batalla con la relatividad general, en medio de sus responsabilidades
magisteriales, un matrimonio fallido y la Primera Guerra Mundial. Por cerca de
una década lucho por reestructurar las leyes de la gravedad de Newton a la luz
de la relatividad.
No
fue directo a las ecuaciones para manipularlas. Ese no era su estilo. Comenzó
pensando, y pensando intensamente. Einstein sabía que en principio debía
establecer un marco teórico que cuadrara
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con
lo experimentado a nuestro alrededor en el mundo. Ideó una serie de
experimentos para ver a dónde podrían llevarlo. «Como un niño que construye una
casita con bloques de colores», explica el historiador de la ciencia Jean
Eisenstaedt, «Einstein comenzó con series de principios, los bloques
conceptuales o elementos teóricos a colocar, mover, quitar y acomodar de
distintas formas; esos fueron los ladrillos que utilizó para edificar sus
construcciones teóricas».
Einstein
reconoció por primera vez que la fuerza que sentimos durante una aceleración
uniforme y la que sentimos al estar bajo los efectos de la gravedad son una y
la misma. En la jerga de los físicos, gravedad y aceleración constante son
«equivalentes». No hay diferencia entre ser atraídos hacia la Tierra por la
gravedad o ser impulsados hacia atrás cuando un carro acelera. Para llegar a
esta conclusión imaginó una habitación sin ventanas en el espacio lejano, que
aceleraba mágicamente hacia arriba, y se movía a cada segundo más y más rápido.
Cualquiera en ese cuarto se encontraría con sus pies bien pegados al piso. De
hecho, sin ventanas para ver al exterior, uno no estaría seguro de encontrarse
en el espacio. Al sentir el propio peso, se podría asumir fácilmente que se
está de pie tranquilamente en una habitación en la Tierra. El mágico y
acelerado elevador espacial y la Tierra, con su campo gravitacional
manteniéndolo a uno en su lugar, son sistemas equivalentes. Einstein pensó que
el hecho de que las leyes de la física predijeran exactamente el mismo
comportamiento para objetos en movimiento acelerado y en la atracción
gravitacional de la Tierra, significa que gravedad y aceleración son, en cierto
modo, lo mismo.
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Estos
ejercicios mentales que Einstein hizo de forma deliberada para poder resolver
estas preguntas, lo llevaron a varias conclusiones. Si observamos a alguien
lanzar una pelota hacia afuera de un elevador acelerado en el espacio, mientras
el elevador se eleva, la trayectoria de la bola aparecerá ante nosotros
—situados afuera— como una curva en descenso. Un rayo luminoso se comportará de
la misma forma. Como la aceleración y la gravedad tienen efectos idénticos,
Einstein cayó en cuenta de que la luz también debería verse afectada por la
gravedad, siendo atraída (arqueada) al pasar por un cuerpo gravitatorio masivo,
como el Sol. La materia cercana vuelve curva la trayectoria del rayo de luz.
Guiado
por su gran intuición, a partir de 1911 Einstein intensificó su dedicación a la
investigación de estas ideas. En ese entonces comenzaba a demostrarse la
posible dilatación del tiempo de los relojes en un campo gravitacional. La
relatividad especial sugería que un reloj en movimiento podía alentarse; ahora,
Einstein estaba proponiendo que un reloj estacionario también podía medir el
tiempo con mayor lentitud si se le colocaba en un campo gravitacional, efecto
nunca antes contemplado por los físicos. Señalaba que un reloj en el espacio
tendría un tic tac más acelerado que uno afectado por la gravedad de la Tierra.
También
comenzaba a reconocer que sus ecuaciones finales no parecían de una geometría
«euclidiana» —es decir, requerían de una geometría distinta a la que por lo
general uno aprende en el colegio, cuyos axiomas fueron planteados en el siglo
III a. C. por el famoso matemático griego Euclides—. En el mundo de Euclides,
se
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consideraba
que el espacio era completamente plano en todas direcciones —un paisaje
inmutable—, pero poco a poco fue naciendo en Einstein la idea de que la
gravedad implicaría curvas en el espacio. Para expresarlo de forma más
correcta: curvaturas en el espacio-tiempo, esa idea de Minkowski que él había
despreciado años antes con tanta ligereza. Einstein comenzó a apreciar por fin
la propuesta matemática de Minkowski sobre la relatividad especial y su
creación del «trivial» sistema de cuatro dimensiones. Sin la previa
contribución de Minkowski, admitió arrepentido, la «teoría general de la
relatividad bien pudo permanecer en pañales». Desafortunadamente, Minkowski ya
no pudo escuchar la disculpa: había muerto en 1919 por una apendicitis, a los
44 años de edad.
Para
el verano de 1922, Einstein estaba listo para desarrollar sus conjeturas con
una matemática apropiada. Ignorante, sin embargo, de la geometría no
euclidiana, se reunió con el matemático Marcel Grossman, un viejo amigo
universitario, para que lo ayudara a dominar las complejidades de esta.
«¡Grossman!», gritó Einstein al llegar a la casa de su amigo en Zúrich, «debes
ayudarme o me volveré loco». Einstein lo eligió correctamente al buscar ayuda.
Fue Grossman quien le indicó que esas ideas quedarían mejor expresadas en el
lenguaje específico de esa nueva matemática, desarrollado por primera vez por
el matemático alemán Bernhard Riemann en la década de 1850, y ampliado después
por geómetras alemanes e italianos. En 1914 Einstein se mudó a Berlín y continuó,
de manera implacable, modificando y ajustando sus
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soluciones,
armado además con los conocimientos matemáticos en los que Grossman lo había
iniciado.
Su
progreso, sin embargo, fue lento, y en el año siguiente su frustración aumentó.
Su teoría no podía explicar con precisión cierta variación peculiar en la
órbita de Mercurio. Desde sus primeros días ante la teoría general de la
relatividad, Einstein supo que la exitosa formulación de una nueva ley de la
gravedad podría explicar esa anomalía.
¿Por
qué sucedía? Permítame explicarlo. Mercurio, un planeta a 36 millones de millas
(58 millones de kilómetros) del Sol, se traslada lentamente alrededor de él, al
igual que el resto de los planetas. No obstante, estas órbitas planetarias no
son círculos perfectos (como descubrió Kepler) sino, más bien, elipses. Con eso
en mente, imagine usted la órbita de Mercurio como un anillo alargado. Su punto
más cercano al Sol —conocido como perihelio del planeta— se recorre con el
tiempo. El perihelio de Mercurio avanza 574 arcosegundos por siglo (cerca de
0.04 por ciento de su circunferencia orbital). La mayoría de este minúsculo
desplazamiento se debe a la interacción de Mercurio con los demás planetas: la
combinación de sus tironeos gravitatorios modifica el alineamiento de las
órbitas. Esto sucede solo durante 531 arcosegundos. Los 43 arcosegundos
restantes (medidos actualmente) no tenían explicación entonces, y fueron por
décadas un misterio fastidioso para los astrónomos. Las leyes de Newton no
pudieron resolver la discrepancia, no con el conocimiento que se tenía en esos
tiempos sobre la estructura del Sistema Solar. Eso
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llevó
a algunos a especular acerca de si Venus era más pesado de lo que se creía, o
si Mercurio tenía una pequeñísima luna. La respuesta más común sugería que otro
planeta, al cual se llamó «Vulcano», en honor del dios romano del fuego, giraba
alrededor del Sol más cerca que Mercurio, y provocaba una atracción
gravitatoria adicional. Incluso hubo reportes de avistamientos de Vulcano, pero
ninguno fue confiable.
Einstein
deseaba que, de una vez por todas, su teoría de la relatividad general
explicara ese impulso gravitacional añadido. Como demostraron sus ecuaciones a
comienzos de 1915, predijo en el movimiento orbital de Mercurio un
desplazamiento extra de 18 arcosegundos (cinco milésimas de grado) por siglo.
Pero su objetivo era la modificación que ya hemos señalado, con casi el doble
de duración. Desilusionado, dio marcha atrás y volvió a revisar su trabajo. Fue
entonces cuando se dio cuenta de un error en una de las derivadas que había
hecho con Grossman: ambos habían descartado un procedimiento en aquel momento.
Estimulado, Einstein reconsideró el enfoque. Modificó las ecuaciones y durante
el proceso se hizo consciente de algunas malas interpretaciones previas. Sus
años de esmeros y vejaciones estaban por terminar.
Su
mayor esfuerzo se dio durante noviembre de 1915. Cada jueves de los cuatro de
ese mes reportó sus progresos a la Academia Prusiana. Después de su segundo
informe, el 11 de noviembre, tuvo una revelación. Esa semana, Einstein por fin
tuvo éxito al calcular el desplazamiento extra de la órbita de Mercurio.
Posteriormente escribió a un amigo contándole sobre las palpitaciones que había
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tenido
al ver ese resultado: «Estaba fuera de mí, en éxtasis durante días». Ahí estaba
el primer logro experimental de su teoría aterrizando en el mundo real. Más
aún: su nuevo planteamiento también predijo que la luz estelar se desviaba
alrededor del Sol el doble de lo previamente calculado, y dos veces esa
cantidad si se utilizaba la teoría de Newton —pues sus leyes solo consideraban
el espacio—. Einstein comprendía ahora que la gravedad afecta por igual al
espacio y al tiempo y, en consecuencia, su efecto es doble.
El
triunfo arribó el 25 de noviembre, cuando presentó su artículo concluyente:
«Las ecuaciones del campo de la gravitación». En la plática culminante presentó
las modificaciones finales a su teoría, y dio con ello un paso más para
terminar su trabajo. Ya no necesitaba un marco referencial especial. Había
llegado, realmente y sin lugar a dudas, a una verdadera teoría general de la
gravedad. La oleada de cálculos durante ese mes había sido exhaustiva. Poco
después, en una carta a su viejo amigo Michele Besso, Einstein escribió que sus
«sueños más audaces al fin se habían realizado», y firmó: «su satisfecho, pero
agotado, Albert».
Por
lo general visualizamos la gravedad como una fuerza, algo que nos empuja o nos
jala. Pero Einstein introdujo una nueva visión: no como una fuerza, sino como
respuesta inherente a las curvaturas del espacio-tiempo. Desde este punto de
vista, los objetos que parecen estar controlados por una fuerza, en realidad,
solo siguen las trayectorias curvas que les preceden. La luz, al doblarse,
sigue los giros y vueltas del camino del espacio-tiempo. Mercurio, al estar
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tan
cerca del Sol, tiene más de una «depresión» por enfrentar: esto explica en
parte la causa de su desplazamiento orbital extra.
¿Cómo
sucede? Desde la perspectiva de Einstein, el espacio no es una enorme y vacía
extensión, sino una superficie ilimitada, como hecha de goma elástica, una
entidad física en sí. De esta forma, esta superficie puede manipularse de
diversas maneras: estirarse o comprimirse; enderezarse o doblarse; incluso
puede cortarse en ciertas zonas. Las estrellas masivas, como nuestro Sol, se
ubican en este tapete flexible y, como bolas de boliche cósmicas, hunden su
superficie. Entre más masa tenga el objeto, más profunda será la hendidura. En
consecuencia, los planetas circulan alrededor del Sol no porque estén sujetos
por cadenas invisibles, como Newton supuso, sino porque están simplemente
atrapados en el hueco natural ahondado por la estrella.
Esto
es verdad también para cuerpos celestes más pequeños. La Tierra, por ejemplo,
no está sujeta a un satélite en órbita a través de un fantasmal cable de
remolque. Más bien, el satélite está recorriendo en línea «recta» —recta dentro
de su propio marco referencial— las cuatro dimensiones del espacio-tiempo,
imposibles de visualizar completamente con nuestra mente tridimensional. Pero
podemos intentarlo con dos dimensiones.
Pensemos
en dos exploradores de la antigüedad. Creyendo que la Tierra es plana, avanzan
hacia el norte desde dos locaciones distintas. No se desplazan ni un milímetro
hacia el este o el oeste, solo avanzan paralelamente rumbo al norte.
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La
relatividad general dice que el espacio-tiempo es como una gran lámina de
caucho. En esta representación bidimensional, las masas como la de la Tierra
horadan su flexible superficie, curvan el espacio-tiempo y generan esa fuerza
que llamamos gravedad. (Johnstone, Cortesía de Wikimedia Commons).
De
pronto, escuchan que están acercándose uno al otro. Podrían concluir que alguna
fuerza misteriosa está empujándolos a ello. Sin embargo, un viajero espacial
que los observa por encima de los polos sabe qué sucede realmente. La
superficie de la Tierra es, por supuesto, curva, y en consecuencia los
exploradores están simplemente siguiendo el contorno esférico. En un espacio
redondo, dos líneas rectas paralelas en su origen se intersecarán (lo que no
ocurre en un espacio plano). De modo similar, un satélite sigue la
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ruta
más directa sobre la curvatura que la Tierra marca en el espacio-tiempo de
cuatro dimensiones. Mientras haya un cuerpo celeste, las hendiduras que creará
en el espacio-tiempo serán parte del paisaje cósmico. Lo que consideramos como
gravedad —la tendencia de dos objetos a ser arrastrados uno hacia el otro—
puede presentarse como el resultado de estas depresiones. En otras palabras,
espacio-tiempo y masa-energía son los gemelos siameses del cosmos, cada uno
actúa y reacciona en relación con el otro. Como solía decir el físico John
Wheeler: «El espacio-tiempo le dice a la materia cómo moverse; la materia le
dice al espacio-tiempo como curvarse».
En
consecuencia, de pronto desapareció la caja vacía de Newton. El espacio dejó de
ser un ruedo vacío e inerte, como había sido imaginado desde el inicio de los
tiempos. Einstein nos enseñó que el espacio-tiempo, esta nueva magnitud
introducida en la física, es un jugador en tiempo real en el Universo en
general. Al comentar este logro en sus notas autobiográficas, escribió:
«Newton, lo lamento».
La
disculpa no era necesaria. Einstein no anuló totalmente la ley de la gravedad
de Newton. Newton nos llevó correctamente a la Luna de ida y vuelta (gracias),
pues la gravedad es la más débil de las fuerzas presentes en nuestra vida
cotidiana. Recordemos que un pequeño imán puede levantar fácilmente un clip con
toda la fuerza de la gravedad de la Tierra en contra. En ese entorno, las
ecuaciones de Newton fácilmente pueden hacer frente a la gravedad. Lo que
Einstein hizo fue extender la ley de la gravedad hacia dominios antes
inaccesibles, situaciones en que el tirón gravitatorio
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es
tan fuerte —tan monstruosamente poderoso— que hace que la materia caiga
precipitadamente, a una velocidad cercana a la de la luz. Al llegar a ese
punto, las leyes de Newton se estropean por completo. A la relatividad general
se le requiere cuando hay objetos con una gran masa: en el mundo de las
estrellas, las galaxias y el Universo en general, donde la gravedad reina.
Y
Einstein ofreció una respuesta para la pregunta que Newton consideró
incontestable: hay un mecanismo para los efectos de la gravedad. Cada objeto
está simplemente siguiendo los recovecos que otras masas cavan en el
espacio-tiempo.
****
El
éxito de Einstein en dar cuenta de ese minúsculo e inexplicable desplazamiento
de la órbita de Mercurio fue sin duda una victoria para su nueva teoría general
de la relatividad, pero no llevó al hecho consumado. Faltaba la confirmación
esperada: saber si era cierto que un haz de luz se doblaba conforme a un
cálculo previsto cuando cruzaba frente a un objeto masivo, como el Sol.
Mientras trabajaba en la relatividad general, en 1911, sugirió una prueba
específica para que los astrónomos pudieran confirmar la respuesta a las
curvaturas del espacio-tiempo: fotografiar en la noche el cielo estrellado;
luego fotografiar las mismas estrellas cuando pasan por el extremo solar en un
eclipse de Sol, y comparar las imágenes. Al pasar justo por el Sol, el astro
atraería gravitacionalmente a un haz de luz estelar, curvándolo un poco. Con
las fotografías se observaría cómo cambiaban, aparentemente, la posición
celeste que tendrían si el Sol no se atravesara en su camino.
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Se
emprendieron tres expediciones para ver eclipses y poner en práctica la prueba,
pero fracasaron por el clima o la guerra que había en Europa. Los problemas con
la comparación de los datos plagaron los resultados de la cuarta prueba, un
esfuerzo estadounidense liderado por los astrónomos del observatorio Lick de
California. Los resultados nunca se publicaron. Fue un golpe de suerte para
Einstein. Los dudosos resultados del Lick le eran adversos, y algunas de las
demás expediciones se habían llevado a cabo cuando su teoría, aún en proceso,
estaba prediciendo una desviación más pequeña, incorrecta.
Por
esto, todas las miradas estaban sobre los astrónomos británicos cuando
anunciaron —en 1919— su intención de medir la desviación estelar durante un
eclipse solar que pasaría por Sudamérica y llegaría hasta África central. Con
patrocinio gubernamental, Arthur Eddington —renombrado astrofísico célebre por
su trabajo en física estelar— guio la expedición hasta la pequeña isla
Príncipe, cerca de la costa occidental de África. Para minimizar el riesgo de
mal clima, otros dos astrónomos viajaron hasta el poblado de Sobral, en los
bosques amazónicos del norte de Brasil. Con telescopios y cámaras en mano, cada
equipo esperaba medir el minúsculo efecto. Einstein calculó que un rayo de luz
estelar que apenas rozara la superficie solar sería desviado por solo 1.7 arcosegundos
(la milésima parte de la anchura de la Luna). Puesto de otra manera: más o
menos el ancho del grafito de un lápiz visto desde el otro extremo de un campo
de fútbol americano.
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La
misma estrella, representada cerca y lejos del Sol. Cuando una estrella pasa
cerca del Sol, su luz describe una trayectoria curva. Pero al observar desde
nuestra posición la trayectoria como recta, nos
parece
que la estrella ha cambiado de posición en el cielo. (The Cosmic Times Team,
NASA, Centro de vuelo espacial Goddard).
El
día del eclipse, 29 de mayo, Eddington y su asistente tomaron dieciséis
fotografías, la mayoría inútiles por culpa de las nubosidades. «No tenemos
tiempo de echar una mirada [al Sol]», escribió Eddington al describir su
aventura. «Somos conscientes de la misteriosa penumbra del paisaje y el
silencio de la naturaleza, roto por los llamados de los observadores, y el
rítmico golpeteo del metrónomo que marca el total de 302 segundos».
Afortunadamente,
dos de sus fotografías tenían imágenes decentes de las estrellas esenciales.
Durante varios días después, Eddington pasó cada mañana intentando medir por
primera vez esas estrellas.
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Él y
su acompañante compararon cuidadosamente sus fotos con otra de la misma región
sideral, tomada meses antes en Inglaterra durante la noche, cuando el Sol
estaba muy por debajo del horizonte. Eddington, uno de los primeros
simpatizantes de la relatividad, admitió libremente su carencia de rigor
científico al estar a favor de Einstein, así que estaba fascinado al observar
el cambio de posición de las estrellas cercanas al Sol de acuerdo con la
predicción de Einstein, con pocos puntos en las variables porcentuales.
Ciertamente, el desplazamiento calculado no correspondió con las leyes de
Newton. Ahí estaba la evidencia de que las corrientes de luz estelar en
realidad se curvaban alrededor del Sol oscurecido, siguiendo su hendidura en el
espacio-tiempo. La expedición en Sobral, Brasil, tuvo un clima más amable y
logró mejores fotografías. Luego de regresar a Inglaterra y analizar las
imágenes, confirmó el hallazgo de Eddington.
Los
resultados se anunciaron oficialmente en noviembre de ese año, en una reunión
especial entre la Royal Society y la Royal Astronomical Society. En la pared
detrás del atril colgaba una foto de Isaac Newton, cuya histórica ley de la
gravitación estaba viviendo su primera modificación trascendental. La noticia
sobre la reunión apareció rápidamente por todo el globo terráqueo: «Todas las
luces se curvaron en el cielo», proclamó el encabezado del New York Times. «Los
hombres de ciencia, más o menos impacientes con los resultados de las
observaciones de los eclipses… Las estrellas no están donde se esperaba o
calculaba que estuvieran, pero no hay de qué preocuparse…».
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Para
entonces Einstein tenía cuarenta años, y su vida pública jamás volvió a ser
igual. Su espeso bigote, su cabello despeinado y el cansancio en su mirada
hicieron que a donde fuera lo reconocieran de inmediato. Las celebridades,
desde presidentes hasta estrellas de cine, clamaban por comer y beber con el
hombre cuyo nombre era ahora sinónimo de «genio».
En
una carta a Max Born en 1920, Einstein se comparó con el Rey Midas: «Como el
hombre en el cuento de hadas, cuyo toque volvía todo en oro, así es conmigo,
con todo volviéndose noticia de primera plana: Suum cuique [a cada quien lo
suyo]». Para un hombre de ideas cuyo anhelo era un remanso de tranquilidad para
contemplar su física, ese estado de cosas era una miseria deslumbrante.
«Realmente consideré volar…», continuó diciendo a Born. «Ahora solo pienso en
conseguir un barco de vela y una cabaña junto al agua cerca de Berlín».
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Capítulo
3
Entonces
uno podría encontrarse… en una geometría mágica
Mientras
que los resultados del eclipse de 1919 jugaron un papel preponderante en hacer
de Einstein una figura pública, por no hablar de la fama mundial que le dio, en
los pasillos de la academia se daba previamente otro triunfo para la
relatividad general. Tenía que ver con la manera de resolver las ecuaciones de
la relatividad general (un conjunto de diez, muy complejo). Einstein había
llegado a sus primeras predicciones con base en aproximaciones sobre el campo
gravitatorio alrededor del Sol. Simplificó algunas de sus ecuaciones para que
pudieran manejarse más fácilmente. Solo así pudo estimar el desplazamiento en
la órbita de Mercurio y la medida de la curvatura de una estrella al pasar
frente al Sol. Para él, conseguir una solución exacta, un resultado capaz de
capturar toda la matemática y la física del problema, sin considerar
aproximaciones, era imposible. Pero para su sorpresa, ese no era el caso.
Poco
después de la presentación de Einstein en la Academia de Berlín —de hecho, en
menos de un mes— el astrónomo alemán Karl Schwarzschild consiguió resolver
totalmente las ecuaciones de la relatividad general. De inmediato mandó sus
logros a Einstein, convencido de que permitiría que el «resultado del señor
Einstein brillara con mayor claridad», como señaló en su informe. Fue este
notable logro, que sorprendió y deleitó a Einstein a un tiempo, el
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punto
de partida de la larga marcha hasta nuestro moderno concepto de agujero negro.
Como
astrónomo práctico y teórico, Schwarzschild era una eminencia en multitud de
campos. Hizo importantes contribuciones en electrodinámica, óptica, teoría
cuántica y astronomía estelar; fue pionero en la sustitución de placas
fotográficas en el telescopio para ampliar la observación del ojo humano, y en
ocasiones podía ser absolutamente audaz en sus teorías. Quince años antes de
que Einstein introdujera su concepto del combo espacio-tiempo, Schwarzschild ya
se había preguntado si el espacio sería curvo en vez de plano —fuera hacia
adentro como una esfera o hacia afuera como una hipérbola—. «Podemos
preguntarnos cómo se vería el mundo en forma esférica o pseudoesférica», dijo
en una reunión de astrónomos alemanes en 1900. «Uno podría encontrase a sí
mismo, si así lo deseara, en un mundo de hadas geométrico, y uno no sabe si la
belleza de este mundo esférico no podría realizarse de hecho en la naturaleza».
No es de asombrar que Schwarzschild se entusiasmara tan rápido con las
ecuaciones de Einstein, por años las había anticipado (y había seguido con
avidez el avance de Einstein en el desarrollo de la relatividad general).
Como
director del Observatorio Astrofísico de Postdam, en ese entonces la posición
más apreciada por un astrónomo alemán, Schwarzschild deseaba despejar cualquier
duda con respecto a la singularidad de los resultados de Einstein. Y con la
mira en esto, terminó desarrollando un método que años después se convirtió en
una valiosa herramienta para los relativistas.
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Al
llevar a cabo esa labor, Schwarzschild hizo lo que cualquier buen matemático
hace: un modelo que haga más sencilla la matemática del problema. Por un lado,
utilizó coordenadas esféricas para simplificar el mapeo del campo gravitacional
alrededor de una masa esférica —en este caso, una estrella no giratoria—. Para
ver cómo este acercamiento puede hacer más sencilla una duda compleja, imaginen
un problema cotidiano: un avión da vueltas alrededor de un aeropuerto a tres
millas de distancia (casi cinco kilómetros). Si queremos describir su
trayectoria con la geometría de una cuadrícula plana, el resultado es muy
confuso. Si designamos con una x a su dirección este-oeste, y con una y a la
norte-sur, la ruta completa se describe con esta ecuación algebraica: x2 + y2 =
32. Pero digamos que movemos el conjunto a otra geometría: una gráfica con
coordenadas radiales o circulares. En ese caso no debemos preocuparnos de las x
y las y. El avión se mantiene siempre a tres millas del centro del círculo, y
la ecuación para describir su trayectoria no es más complicada que: r = 3
(radio = 3). En cierto modo, eso hizo Schwarzschild.
****
Pero
su nuevo conjunto de coordenadas condujo a un gran predicamento cuando observó
el centro de su espacio-tiempo, en donde se ubicaba su estrella. Como Ralph
Sampson, astrónomo real de Escocia, remarcó entonces: «Las consecuencias… Son
tan sorprendentes que es difícil creer que tienen alguna relación con la
realidad». Para comprender este dilema, imaginemos qué sucede si toda la masa
de esa estrella, pongamos el Sol, es exprimida hasta
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quedar
reducida a un tamaño muy pequeño. Al hacer esto, Schwarzschild descubrió que en
torno al hipotético punto surgía de pronto una esférica zona espacial de la que
nada podía escapar —ni una señal ni un rayo de luz ni una pizca de materia—. En
su tiempo se le llamó «esfera de Schwarzschild». Hoy la llamamos «horizonte de
sucesos o eventos». Nada adentro de sus límites puede observarse desde el
exterior. Más que una hendidura, en este caso el espacio-tiempo se vuelve un
pozo sin fondo. La luz y la materia pueden penetrarlo, pero nunca logran salir.
Es un punto sin retorno. La luz y la materia son aplastadas hasta llegar a un
punto teórico al cual llamamos «singularidad», cuyas condiciones son volumen
cero y densidad infinita. Y aquí, las leyes ordinarias de la física se quiebran
por completo.
Pero
me estoy adelantando. Así es como actualmente imaginamos una singularidad.
Schwarzschild y otros contemporáneos suyos vieron esto de una manera
completamente distinta: al observar cómo los objetos, como las partículas de
luz, se aproximaban a la esfera de Schwarzschild, «se quedaron atorados, por
decirlo de alguna manera», explica el historiador Eisenstaedt. «Esto fue
considerado entonces como evidencia de buena fe de que todas las trayectorias
terminaban o morían en la [esfera], donde el tiempo… se frenaba… La trayectoria
[de la luz] parecía acercarse permanentemente a la esfera, como para
desaparecer en ella». O, quizá, simplemente se apilaban en la superficie de
este mágico balón. Era un lugar ajeno y extraño. La «singularidad
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Schwarzschild»
(como se le nombró) era desde su perspectiva una esfera impenetrable.
En
su libro de 1926, The Internal Constitution of the Stars, Arthur Eddington
señalaba que ninguna estrella podía colapsar hasta ese estado tan compacto.
¿Por qué preocuparse? Como planteó elegantemente: «La masa produciría tal
curvatura en la métrica del espacio-tiempo que el espacio se cerraría alrededor
de la estrella, dejándonos fuera (por ejemplo, en la nada)».
Ilustración
de 1924, en la que se ven varios rayos de luz acercándose a una singularidad de
Schwarzschild (esfera vacía en el centro). Aquellos que no lograron escapar
simplemente se desvanecieron en la
superficie
donde el tiempo se frenó. (Del volumen 2 del libro Die Relativitätstheorie
[sobre la teoría de la relatividad], volumen 2, de Max von Laue, 1924).
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Esa
era una manera de verlo. Pero más allá de la imaginativa descripción de
Eddington, la mayoría de los relativistas de esa época no pensaban seriamente
que el espacio-tiempo estuviera siendo deformado de manera significativa
alrededor de la singularidad Schwarzschild. «Se dieron cuenta de que el
componente espacial podría estar levemente inclinado, que el tiempo podía estar
un poco fuera de ritmo, pero nadie imaginaba que la solución de Schwarzschild
pudiera representar un espacio verdaderamente diferente, completamente distinto
al de Newton», explica Eisenstaedt. Esto requeriría de nuevos conocimientos
matemáticos, los cuales hicieron su aparición en la década de 1960. Los
relativistas necesitaban la habilidad para mapear toda la región de
espacio-tiempo en torno de la singularidad —una gran empresa que requería
múltiples cálculos, imposibles de realizar para los físicos de las décadas de
1910 y 1920—. La moderna visión de «agujero negro», un hoyo en el
espacio-tiempo, todavía no había sido imaginada.
Pero
¿cuál era la mejor forma de explicar ese inusual lugar? Schwarzschild usó el
término discontinuidad. En Francia y Bélgica se convirtió en la sphère
catastrophique, porque realmente parecía un espacio catastrófico en el que
todas las leyes de la física se desviaban. Para Eddington era el «círculo
mágico». Otros simplemente se referían a él como «frontera» o «barrera».
¿Y
qué tan grande sería esa esfera mágica? Dependía de la cantidad de masa
atrapada en ella. Si nuestro Sol, que tiene una anchura de aproximadamente
novecientas mil millas (1.4 millones de
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kilómetros),
fuera de pronto comprimido hasta llegar a un punto, su esfera mágica sería de
menos de cuatro millas (seis kilómetros) de ancho. Pero la Tierra, colocada a
unos 93 millones de millas (150 millones de kilómetros) de distancia, no se
vería afectada. De hecho, si el Sol tuviera ese tamaño, todos los planetas
seguirían moviéndose a su alrededor como lo han hecho por unos cuatro mil
millones de años. Aunque la masa del Sol esté más condensada ejerce sobre
nosotros el mismo tirón gravitatorio. Solo estaría más apretujada, y el tirón
gravitacional de la esfera mágica se elevaría.
¿Qué
pasa si la cantidad de masa es mayor, como las de diez soles exprimidos hasta
llegar a un punto? En ese caso, la esfera mágica se estiraría a lo ancho casi
cuarenta millas (cerca de sesenta kilómetros). Las ecuaciones mostraron que la
anchura de la esfera mágica (es decir, el horizonte de sucesos) se expande más
y más conforme a la masa atrapada en su interior.
Einstein
no gastó demasiada energía preocupándose por estas singularidades. Pensó que la
novedosa entidad de Schwazschild era solo un signo de que la relatividad
general estaba incompleta, que tan riesgoso resultado desaparecería una vez que
él formulara una teoría unificadora de la relatividad y el electromagnetismo,
empresa a la cual se dedicó sin éxito por el resto de su vida.
Muchos
vieron la esfera de Schwarzschild como un mero artefacto que había surgido a
consecuencia de las coordenadas usadas, pero carecía de significado para la
física. A otros no les preocupaban las razones prácticas. ¿Por qué preocuparse
por toda esa masa exprimida más allá del horizonte de sucesos si jamás se había
visto
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una
estrella tan pequeña? Nunca pasa, dijeron. Seguramente la naturaleza estaba
proveyendo los medios para salvar el día.
El
propio Schwarzschild supuso que, en primer lugar, la presión contraria ejercida
por toda esa masa comprimida intervendría para evitar el colapso. Einstein
también pensó así. Incluso realizó un pequeño cálculo en una reunión en París,
en 1922, con el que mostró cómo la presión de una estrella impediría que una
gran estrella colapsara de manera catastrófica. Más aún, a nadie en esos
tiempos se le ocurrió que las densidades podrían ser mayores cuando los átomos
se comprimen lo más firmemente posible. Schwarzschild ni siquiera predecía una
situación así; para él, simplemente, su ingeniosa teoría le había permitido
obtener una solución exacta para las ecuaciones de la relatividad especial de
Einstein, y para mapear más fácilmente el campo gravitatorio alrededor de una
estrella. Todo era un juego matemático. Como informó, el problema de las
presiones infinitas sobre el centro era «claramente insignificante».
El
logro de Schwarzschild fue todavía más asombroso si se toman en cuenta las
circunstancias en las que realizó sus cálculos. Estaba en el momento cumbre de
la Primera Guerra Mundial, servía a Alemania como teniente y luego fue enviado
al frente ruso. Su trabajo era calcular trayectorias para proyectiles de largo
alcance. La relatividad estaba en su mente porque, aun estando de permiso,
estuvo en la audiencia del 18 de noviembre de 1915 en la Academia de Prusia,
ante la cual Einstein presentó su exitoso cálculo del avance en el perihelio de
Mercurio. Cauteloso en un principio, pues
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creía
que las ideas de Einstein debían verificarse astronómicamente, ahora estaba
convencido. De regreso en el campo de batalla recibió copias de la teoría de
Einstein, y desarrolló rápidamente dos documentos sobre el tema. Como escribió
en su carta a Einstein: «Como ve, la guerra me es amable permitiéndome, a pesar
de la intensidad de los disparos a una distancia decididamente terrestre, dar
un paseo por este, el territorio de sus ideas». Conocido por ser cálido y
extrovertido (siempre listo para saciar su sed con una buena cerveza),
Schwarzschild parece haber mantenido estas actitudes incluso durante la guerra.
La
primera solución dada por Schwarzschild en el frente de batalla fue comunicada
a la Academia de Berlín, el 13 de enero de 1916 por el propio Einstein, quien
calificó el resultado como espléndido. «No hubiera esperado que la solución
exacta al problema pudiera ser formulada de manera tan sencilla», le respondió
a Schwarzschild. «Encuentro el tratamiento matemático del tema sumamente
atractivo».
Lamentablemente,
Schwarzschild no tuvo mucho tiempo para disfrutar la alabanza de Einstein. En
las trincheras adquirió pénfigo, una enfermedad autoinmune y extraña que afecta
a la piel. En estado crítico, el notable astrónomo regresó a Postdam en marzo de
1916, pero finalmente fue vencido por la enfermedad el 11 de mayo, justo cuatro
meses después de su triunfo académico. Tenía 42 años.
Si
bien Schwarzschild pudo no haber pensado que su solución se aplicaba a todo el
Universo real, otros consideraron esa posibilidad.
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Escribiendo
para Philosophical Magazine en 1920, el físico irlandés Alexander Anderson del
University College, Galway, se preguntó qué pasaría si la circunferencia del
Sol llegara a contraerse por debajo de la anchura de su esfera mágica. Era una
época en la que muchos pensaban que el Sol generaba su propia energía a partir
de una lenta contracción gravitacional. Por tanto, si el Sol continúa
contrayéndose, escribió Anderson, «llegará un momento en que será envuelto por
la oscuridad, no porque ya no tenga luz para emitir, sino porque su campo
gravitatorio se volverá impermeable a la luz».
Fue
profético contemplar la posibilidad de semejante colapso gravitacional; sin
embargo, pocos siguieron esta idea. Notable excepción fue el físico británico
sir Oliver Lodge, quien en 1921 también notó que la gravedad de una estrella
suficientemente densa evitaría que su luz escapara. Esto pasaría, señaló, si la
masa del Sol se comprimiese hasta formar un globo de unos tres kilómetros (poco
menos de dos millas) de radio. «Pero», concluyó, «la concentración hasta ese
nivel está fuera del alcance de una reflexión racional».
Sin
embargo, aunque Lodge dudaba que una simple joya estelar pudiera formarse por
sí misma, audazmente imaginó que el efecto devorador de luz podía ocurrir en
conjuntos más grandes de materia celeste. «Un sistema estelar —digamos, una
nebulosa en súperespiral— con una masa agregada de 1016 soles… puede tener un
radio grupal de trescientos pársecs [alrededor de mil años luz]… sin que mucha
de la luz sea capaz de escapar de él. Realmente, esto no parece una
concentración completamente imposible de materia». Tenía razón. Lodge
anticipaba crudamente la existencia de los
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agujeros
negros supermasivos, del tipo hallado en el centro de la mayoría de las
galaxias.
Pero
todas estas especulaciones a nada llevaron, y no serían reconsideradas en las
siguientes dos décadas. El concepto del agujero negro —o más bien, de su
equivalente temprano— aún estaba en pañales. Lo que lo impulsó fue el
descubrimiento en la esfera celeste de unas nuevas y extrañas estrellas —de un
tipo que los astrónomos nunca habían anticipado—.
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Capítulo
4
¡Debería
haber una ley de la naturaleza para evitar que una
estrella
se comporte de esta manera absurda!
Cuando
por primera vez se introdujeron las singularidades de Schwarzschild eran
esencialmente rarezas teóricas. En realidad, nadie esperaba verlas saltar de la
página de una revista científica al mundo verdadero. Pero los nuevos y
sorprendentes descubrimientos astronómicos de principios del siglo XX
dificultaron a los teóricos mantener por mucho tiempo esa actitud. Si puede
responsabilizarse a alguna observación, sería a la de la débil compañera que
gira lentamente alrededor de Sirio, la estrella más brillante del cielo
nocturno y conocida desde mucho tiempo atrás como «Estrella Perro», por estar
situada en el norte de la constelación Can Mayor.
La
historia de Sirio y su acompañante comienza en el siglo XIX en el observatorio
de Königsberg, en Prusia, donde Friedrich Wilhelm Bessel estableció nuevos
estándares para la astronomía posicional. El director del observatorio ya había
ganado fama en 1838 por ser la primera persona en medir directamente la
distancia a una estrella, el mayor desafío astronómico de esa época. Luego
volvió su atención a los movimientos estelares.
Durante
varios años, Bessel revisó los viejos catálogos estelares y realizó sus propias
mediciones en busca de cómo Sirio y Procyon se movían en el tiempo a través de
la esfera celeste. Para 1844 tenía datos suficientes para anunciar que no
viajaban serenamente, como se esperaba. En vez de eso, cada estrella presentaba
una ligera
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oscilación
—arriba y abajo, arriba y abajo—. Con gran inteligencia, Bessel dedujo que esos
temblores eran el resultado de la atracción de objetos oscuros, invisibles, que
las circundaban y jalaban como un niño pequeño tirando del regazo de su madre.
La compañera de Sirio, estimó, completaba cada cincuenta años una órbita
alrededor de esta.
A
Bessel lo emocionó claramente su hallazgo; en su comunicado a la Royal
Astronomical Society de Gran Bretaña escribió: «El tema… me parece tan
importante para el conjunto de la astronomía práctica, que creo es digno le
presten su atención».
Los
astrónomos tomaron nota y algunos intentaron vislumbrar con sus telescopios a
la compañera de Sirio. Por desgracia, cuando Bessel informó su descubrimiento,
Sirio B (como llegó a ser conocida la diminuta socia) estaba en su punto más
cercano a la resplandeciente Sirio (desde el punto de vista de un observador en
la Tierra) y, por lo tanto, se perdía entre su brillantez. Pero incluso años
después, nadie tenía éxito para detectarla.
Todo
eso cambió el 31 de enero de 1862. Esa noche, en Cambridgeport, Massachusetts,
Alvan Clark, el mejor fabricante de telescopios en Estados Unidos, y su hijo
menor, Alvan Graham Clark, estaban probando la óptica de un nuevo refractor que
habían construido para la Universidad de Mississippi. Iba a ser el mayor
telescopio refractor del mundo. Mirando las estrellas más notables para llevar
a cabo una prueba de color de la lente de 18.5 pulgadas, el hijo observó un
débil resplandor muy cerca de Sirio.
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Este
avistamiento trascendental podría haber quedado sin registro. Pero
afortunadamente, el padre era un ávido observador de estrellas dobles y,
posiblemente, animó a su hijo para informar del descubrimiento al observatorio
de Harvard College. Según la historiadora Barbara Welther, el descubrimiento no
fue accidental, como suele afirmarse en los libros de astronomía, sino «pudo
haber sido un acuerdo [preestablecido] entre el anciano Clark y alguien en
Harvard» para buscar a la compañera de Sirio.
Cualquiera
que sea el caso, George Bond, el director del observatorio, confirmó el
hallazgo una semana después, y pronto se redactaron dos documentos: primero, un
breve aviso a una revista alemana de astronomía; segundo, un informe más
completo y honesto para el American Journal of Science. El segundo reveló una
duda siempre presente en la mente de Bond: «Queda por verse», escribió, «si
esto es el cuerpo hasta ahora invisible que altera los movimientos de Sirio».
La estrella recién descubierta parecía estar en el lugar adecuado para explicar
la dirección de los ondulantes movimientos de Sirio, pero su luminosidad era
extremadamente débil —tanto que se sugirió que era demasiado pequeña como para
tener la masa suficiente para provocar la oscilación—. Y ahí estaba la primera
pista hacia la singularidad de Sirio B.
Gracias
a la revelación de la oscura compañera de Sirio, en 1862, Alvan Graham Clark
obtuvo el prestigioso Premio Lalande que otorga la Academia de Ciencias de
Francia al logro más destacado del año. Alrededor del mundo, los astrónomos
continuaron observando durante muchos años la danza orbital de Sirio y su
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pareja
y, finalmente, determinaron que esta era lo suficientemente fuerte (toda una
masa solar) para jalar de Sirio, aunque con una liberación luminosa de menos de
una centésima parte de la de nuestro Sol. Sin embargo, a nadie preocupó
inmediatamente esta disparidad. Los astrónomos simplemente se encogieron de
hombros, pensando que Sirio B era una estrella solar enfriándose al final de su
vida útil.
En
este punto, nadie había obtenido el espectro de la luz emanada de Sirio B: en
otras palabras, un desglose de las distintas longitudes de onda que surgían de
esa pequeña esfera. Esta era una tarea difícil por la gran luminosidad de la
estrella principal de ese sistema binario. Hasta que pudieran obtener el
espectro de la estrella, los astrónomos simplemente asumieron que Sirio B era
amarilla o roja, al igual que otras estrellas tenues y más frías. Esto se debió
a una regla general de la astronomía de entonces: cuanto más caliente es la
estrella, más brillante. Los colores de las estrellas más brillantes eran
blanco, blanco azulado o azul.
Pero
en 1910, el astrónomo de Princeton, Henry Norris Russell, notó algo que puso en
entredicho esa regla. En una placa fotográfica del observatorio de Harvard, una
débil compañera de la estrella 40 Eridani —conocida desde 1783— había sido
etiquetada como blanco azulado. Russell dudaba que esa clasificación fuera
correcta, pero en 1914, Walter Adams, en el observatorio Mount Wilson, en
California, confirmó el espectro. ¿Cómo podía una estrella ser blanca-caliente
y endeble? «Me quedé atónito», recordaba Russell. «Realmente estaba sorprendido
tratando de entender lo que
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significaba».
Entonces, en 1915, Adams determinó que la débil compañera de Sirio también
mostraba las características espectrales de una ardiente blanco-azulado —25 mil
grados Kelvin, mucho más caliente que nuestro Sol—. ¿Por qué no resplandecía
ante nuestros ojos tan intensamente como Sirio? ¿Cómo podría una potente
estrella blanca emitir una radiación tan insignificante? Si una estrella así
reemplazara al Sol, nos parecería que su brillo alcanza solo una
cuadringentésima parte comparado con este.
****
Pronto,
los investigadores teóricos, como el estonio Ernst Öpik y el astrofísico
británico Arthur Eddington, se dieron cuenta de lo que estaba ocurriendo. Si
una estrella es blanca y más caliente que nuestro Sol, debe emitir más luz por
cada centímetro cuadrado de su superficie. Pero como Sirio B era tan débil,
solo podía significar que tenía menos superficie que nuestro Sol: en otras
palabras, era mucho más densa y pequeña. De hecho, debía ser solo un poco más
grande que la Tierra. (Tan sorprendente era la densidad calculada, cerca de
veinticinco mil veces más que la del Sol, que en un primer momento Öpik declaró
«un resultado imposible»). A este tipo de estrellas se les llamó «enanas
blancas».
Con
tanta masa solar siendo exprimida a un volumen tan pequeño, los astrónomos y
los físicos se sentían incapaces de explicar cómo la estrella podría mantenerse
estable en estado tan comprimido. En esa fase, la física no podía dar razones
para que una densidad así fuera continuamente sostenida. Como Eddington comentó
maliciosamente más adelante: «Cuando el mensaje de la compañera
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de
Sirio fue decodificado, decía: “Estoy compuesta de materia tres mil veces más
densa que cualquier cosa que se hayan encontrado; una tonelada de mi material
es como una pepita que cabe en una caja de fósforos”. ¿Qué respuesta puede
haber para un mensaje así? La que la mayoría de nosotros dimos… fue: “Cállate.
No digas tonterías”».
Hizo
falta la mecánica cuántica, en desarrollo en la década de 1920, para finalmente
resolver el rompecabezas. Con la masa total del Sol comprimida a un espacio del
tamaño de la Tierra —generando la materia más densa hasta entonces conocida—,
en 1926, el teórico británico Ralph Fowler descubrió que las presiones dentro
de la estrella enana compacta llegaban a ser tan extremas que todos sus núcleos
atómicos, como infinidad de pequeñas canicas, se compactaban en el menor
volumen posible. Los átomos son en gran medida espacio vacío. (Si hiciéramos un
aumento de un átomo hasta el tamaño de un estadio de fútbol americano, su
núcleo se vería como un guisante posado sobre la línea de cincuenta yardas, con
diminutos electrones rotando por los asientos más alejados). Pero todo ese
espacio extra está drásticamente reducido en una estrella enana blanca. Al
mismo tiempo, sus electrones libres generan una energía interna y una presión
que mantienen al átomo y evitan un colapso. Con los electrones chocando entre
ellos con rabia (una regla mecánica cuántica formulada por Wolfgang Pauli les
prohíbe fusionarse) resisten la compresión adicional. Esta es la clave de la
estabilidad de una enana blanca: la increíble presión ejercida por los
electrones altamente limitados —conocida como la
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«presión
de degeneración»— y la velocidad de sus movimientos evitan la compactación
adicional. Esta presión es superior en un millón de veces a las fuerzas de
aplastamiento que encontramos en el centro de nuestro Sol. Era inconcebible,
hasta que la mecánica cuántica apareció.
La
materia ultradensa de una enana blanca es imposible de encontrar en la Tierra;
solo el medio ambiente extremo de la estrella la vuelve factible. Los
astrónomos aprendieron más tarde que tales densidades son siempre la etapa
final de una estrella como nuestro Sol. La enana blanca es el núcleo estelar
luminoso, que queda atrás cuando la estrella ya no tiene combustible y comienza
a liberar materia en el espacio. Tal será el destino de nuestro Sol dentro de
unos cinco mil millones de años. Al irradiar la energía sobrante de su ardiente
pasado, la enana blanca, como una agonizante brasa, va enfriándose con el
tiempo hasta desvanecerse.
El
descubrimiento de la enana blanca extremadamente densa resultó ser el primer
suceso de una sorprendente revolución estelar. En la década de 1930, al
trabajar con las nuevas leyes de la mecánica cuántica y la relatividad, los
teóricos se admiraban (e inquietaban) al descubrir que, si tenían suficiente
masa, las estrellas moribundas podrían enfrentarse a destinos aún más extraños
que simplemente transformarse en una enana blanca. El descubrimiento de la
enana blanca —y la comprensión de su física— abrió una gran lata de gusanos
cósmicos.
****
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Los
primeros pasos para destapar esa lata se dieron en el verano de 1930, justo
cuando la economía mundial se hundía en su Gran Depresión. Todo comenzó durante
un viaje de 18 días desde la India. El viajero tenía 19 años de edad:
Subrahmanyan Chandrasekhar, un joven serio, conocido simplemente como Chandra.
Mientras viajaba a Inglaterra, primero en barco y luego en tren, se dedicó a
repasar la física de las estrellas enanas blancas, un tema que lo había
fascinado durante sus primeros tiempos en la Universidad de Madrás. El
propósito del viaje, comenzar —becado— sus estudios de posgrado con Ralph
Fowler en la Universidad de Cambridge. Antes de su partida, había preparado un
ensayo sobre la densidad de las enanas blancas en el que combinaba la idea de
Fowler con el modelo de estrella de Arthur Eddington.
Fowler
acababa de demostrar cómo la presión de los electrones, comprimida en la
estrella compacta a una densidad de tonelada métrica por centímetro cúbico,
mantiene intacta una enana blanca. ¿Pero, puede esto durar para siempre?, se
preguntó Chandra. ¿Qué ocurre —continuaba el joven estudiante— si una enana
blanca es más masiva? Con tiempo de sobra para pensar durante el largo trayecto
que lo llevó a través del Canal de Suez hacia el Mediterráneo, Chandra tuvo una
epifanía. Se dio cuenta de que mientras la enana blanca gana más y más peso,
muchos de los electrones dentro de ella se mueven a una velocidad próxima a la
de la luz. Eso significaba que era necesario aplicar las reglas de la
relatividad al comportamiento de la estrella, algo que Fowler no había hecho.
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Habiéndose
familiarizado con la mecánica cuántica y la relatividad cuando era todavía
estudiante universitario, Chandra hizo ahí mismo, en el vapor, un cálculo: para
su sorpresa, concluyó que existe un límite máximo para la masa de una enana
blanca (hoy sabemos, de 1.4 masas solares). Ávido lector de literatura
científica, había leído los libros clave para encontrar la solución y tenía
tres con él a bordo para su consulta. «Es algo tan simple y elemental que
cualquiera podría hacerlo», recordaba modestamente en 1971. Más allá del límite
calculado, la estrella enana blanca no podría sostenerse contra la gravedad.
Qué sucedía exactamente en esa frontera era aún un territorio completamente
desconocido. Chandra no tenía idea de en qué se convertiría la enana blanca si
fuera más pesada. «No sabía cómo iba a terminar», dijo tiempo después, al
recordar el momento del descubrimiento.
A su
llegada, Chandra escribió rápidamente un artículo, que mostró a su nuevo mentor
de Cambridge.
****
Fowler
entregó el artículo de Chandra sobre la densidad de las enanas blancas a la
Philosophical Magazine, pero envió la solución de la relatividad a evaluar con
otro experto. Después de meses sin respuesta, el joven investigador,
decepcionado al pensar que era poco probable su publicación en Gran Bretaña,
avanzó por su lado y envió el artículo a Estados Unidos. El resultado —un breve
texto publicado en 1931 en la revista Astrophysical Journal con el título «The
Maximum Mass of Ideal White Dwarfs» [La masa máxima de las enanas blancas
ideales]— casi fue rechazado. Un dictaminador
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dudó
inicialmente de una de las ecuaciones, hasta que se le proporcionó una prueba
detallada. «Lamento haber estado en un error al criticar la ecuación», dijo al
editor, «pero me parece bastante notable que esta ecuación sea verdadera. No me
lo hubiera imaginado a primera vista».
Cuando
Chandra comenzó a desarrollar sus cálculos, no sabía que otros —Edmund Stoner,
en Inglaterra, y Wilhelm Anderson, en Estonia— habían publicado anteriormente
estimaciones con un límite superior para la densidad de una enana blanca. Lo
habían pensado como el espacio más apretujado en el que los átomos podrían
conglomerarse. Pero Chandra utilizó un modelo de estrella más sofisticado, que
al final lo llevó a una conclusión mucho más fuerte (y extraña). Sus ecuaciones
le decían que más allá de su umbral, la estrella parecía dirigirse hacia el
colapso total, con su densidad yendo hacia el infinito (lo cual consideró
«inconcebible»).
No
sorprende que Chandra no estuviera solo en esta búsqueda. El problema de la
masa estelar flotaba en el ambiente. Era una etapa en que los astrofísicos
comenzaban a analizar la estructura interna de una estrella: cómo se alimenta,
cómo estaba hecha. Durante siglos los astrónomos solo habían rastreado las
posiciones y los movimientos de las estrellas. Ahora deseaban abrir brecha en
la estrella (en teoría) y averiguar cómo funcionaba. Mientras Chandra
reflexionaba sobre las enanas blancas en Inglaterra, el brillante teórico Lev
Landau hacía lo mismo en la Unión Soviética. Landau pensó que podría hacer
sorprendentes descubrimientos en física nuclear, su especialidad, si analizaba
la estructura interna de una
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estrella.
Luego de desarrollar un sencillo modelo de estrella como materia fría, en 1931
concluyó que «no existe en toda la teoría cuántica algo que evite que el
sistema colapse hasta llegar a un punto» si el peso de la estrella fuera mayor
a 1.5 masas solares. Pero decidió que este resultado era obviamente «ridículo».
Sabía que había estrellas más masivas. ¿Qué podría explicar esta aparente
contradicción? Para responder, Landau pensó que las leyes de la física debían
de estarse haciendo trizas dentro del núcleo de una estrella, según una idea
previa del físico atómico danés Niels Bohr. El núcleo estelar era una región
«patológica», expresó Landau, en el que la materia se vuelve tan densa que
forma «un núcleo gigantesco». Aunque parecía adivino, era un heraldo anunciador
de realidades por venir.
Mientras
tanto, Chandra continuaba con el misterio del destino de una estrella enana
blanca, lo cual solo aumentaba su perplejidad. Publicó sus disertaciones en
1932, en una revista alemana para evitar el posible rechazo de los
dictaminadores británicos. En la última frase del artículo escribió: «Podemos
concluir que un gran progreso en el análisis de la estructura estelar no es
posible sin responder a la siguiente pregunta fundamental: dado un conjunto de
electrones y núcleos atómicos (con carga total cero), ¿qué sucede si
continuamos comprimiendo indefinidamente la materia?». De hecho, ¿qué le pasa a
la estrella? Al poner su pensamiento final en cursivas, probablemente obligaba
a prestar atención a una comunidad astrofísica que estaba lejos de interesarse
por el tema. Los máximos eruditos británicos en física estelar —Arthur
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Eddington,
James Jeans y Edward Milne— estaban demasiado ocupados discutiendo entre sí
acerca de la construcción exacta y la composición de las entrañas de una
estrella, como para fijarse en las teorías de un humilde estudiante. Lo único
en que los tres combatientes habían alcanzado un acuerdo era que una estrella
nunca colapsaría hasta llegar a un punto.
Después
de la publicación de su artículo de 1932, los viajes y otras cuestiones
astrofísicas distrajeron a Chandra por un tiempo, pero luego de obtener su
doctorado y de ser becado por el Trinity College de Cambridge volvió al tema.
«Es necesario hacer hincapié en uno de los principales resultados de la
investigación», escribió en 1934, «es decir, debe quedar bien establecido que
el ciclo de vida de una estrella de poca masa debe ser esencialmente diferente
al ciclo vital de una estrella de gran masa. Para una estrella de masa pequeña
la etapa enana blanca es un paso natural, es un primer paso hacia la extinción
completa. Una estrella de gran masa… no puede pasar a la etapa de enana blanca,
y uno tendrá que especular otras posibilidades». En otras palabras: las
estrellas de masa baja seguramente morirían como enanas blancas, ¿pero qué
destino espera a una estrella de mayor masa, cuyo núcleo central sobrepasa el
límite? ¿Qué puede pasarle?
La
idea de que su hallazgo podría conducir a una nueva física lo rondaba, «pero me
mantuve alejado de ella…», dijo. «No estaba dispuesto a llegar a esa
conclusión». Como extranjero en una universidad con tantas figuras notables de
la física, a menudo se sentía fuera de lugar. «Me parecía que había… demasiadas
personas
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haciendo
cosas importantes, y lo que yo hacía era insignificante en comparación. Supongo
que tenía miedo», recordó.
Chandra
continuó trabajando silenciosamente en el problema. Durante una visita a Rusia,
los científicos soviéticos lo convencieron de que ningún astrónomo tomaría en
serio su límite si no comprobaba con un buen muestreo que las estrellas enanas
blancas, a través de una gama de densidades y propiedades, nunca van más allá
del límite de la masa crítica. Asumió el reto, pese a tener que hacer una
ecuación diferencial compleja para cada estrella con una calculadora de
escritorio destartalada. Al final, completó un artículo de 18 páginas llenas de
cálculos. El 1 de enero de 1935 lo mandó para su publicación a la revista
Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Incluyó una gráfica que
permitía visualizar su sorprendente balance final: cuando una estrella enana
blanca se hace cada vez más pequeña por el incremento en su masa, su radio se
aproxima a cero. Luego de sobrepasar cierto peso, una estrella enana blanca
simplemente tiende a reducirse hasta ser nada. Anteriormente, Chandra había
basado su trabajo en aproximaciones. Ahora tenía una solución exacta.
Lograr
esto fue una experiencia desgastante. Implicó varios meses de trabajo de 12
horas al día. «Envuelto en el rompecabezas del interior de las estrellas,
deteriorado por ecuaciones diferenciales, encasillado en cálculos numéricos,
impedido por la ignorancia, precipitándome ante el amanecer del año nuevo»,
escribió Chandra a su hermano Balakrishnan poco después, «al fin he emergido,
realmente no con la anticipada alegría con la que comencé [a
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bucear]
en los crisoles de la naturaleza, pero quemado, fumando, insatisfecho,
cansado».
Su
conclusión fue contundente. «Cuando la densidad central fuera suficientemente
alta…», escribió Chandra, «las configuraciones tendrían radios tan pequeños que
dejarían de tener importancia práctica para la astrofísica». No se esperaba que
las estrellas actuaran así. Sir Arthur Eddington no estaba para nada contento
con estas noticias, y en la reunión de la Royal Astronomical Society de
Londres, el 11 de enero de 1935, en una discusión sobre la idea del drástico
colapso estelar de Chandra, hizo la declaración infame (citada a menudo):
«¡Debería haber una ley de la naturaleza para evitar que una estrella se
comporte de manera tan absurda!». El público estalló en carcajadas.
Chandra,
que acababa de presentar su descubrimiento ante la Sociedad y fue recibido con
aplausos corteses, quedó horrorizado ante el comentario mordaz de Eddington, y
mortificado por la respuesta de la audiencia. Chandra había consultado a
Eddington durante semanas mientras llevaba a cabo sus cálculos, y el notable
personaje no había dicho una palabra de desaprobación. Incluso lo había ayudado
a conseguir su indispensable calculadora. Al parecer, el innoble Eddington
esperó un foro público para atacar los resultados de Chandra, lo que se
convirtió en uno de los duelos intelectuales más notorios de la historia de la
astrofísica.
Eddington
tenía una abrumadora irritación: pensó que era un error mezclar la relatividad
especial con la mecánica cuántica, al menos como lo había hecho Chandra con las
estrellas enanas blancas. «No
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sé
si he de salir vivo de esta reunión», dijo Eddington, «pero el punto… es que no
hay tal cosa como la degeneración relativista… Lo considero como un hijo fuera
del matrimonio». Más tarde, ese mismo año, en un artículo estridente publicado
en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Eddington
continuó llamándola «una alianza profana». No confiaba en el particular enfoque
de Chandra. Eddington había mostrado tal brillantez en el campo de la
astrofísica durante tanto tiempo, sobre todo con la creación del modelo
estándar de una estrella (uno de los grandes logros de la astronomía del siglo
XX), que no podía imaginar que estaba equivocado. Con su clásico saco de lana,
tan al uso entre los académicos, su postura erguida y unos quevedos formales
sobre su nariz, este reconocido astrofísico resultó ser la personificación del
orgullo británico.
Sin
embargo, la respuesta franca de Eddington en la reunión astronómica no era
inusual. Siempre estaba listo para una buena contienda intelectual de vez en
cuando. Para él, así se forjaba la ciencia. Chandra no estaba solo en su
angustia: a lo largo de los años, muchos otros habían sido acuchillados con el
filoso ingenio de Eddington. Pero ¿por qué esa fatídica noche no salieron en
defensa de Chandra otros miembros de la Sociedad? En parte, por la complejidad
matemática y física en el trabajo de Chandrasekhar; pocos estaban tan
familiarizados con las teorías estelares (por no hablar de mecánica cuántica o
de relatividad especial) como lo estaba él, y no podían respaldarlo. A nivel
mundial, Eddington era el gran experto en estructura y luminosidad de las estrellas.
Debía
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estar
en lo cierto, asumieron los espectadores, y Chandra, equivocado. Pese a apoyar
el trabajo del joven teórico, otros temían criticar abiertamente a Eddington,
el astrofísico más renombrado de su época. Cuando con el paso de los años los
principales astrofísicos reconocieron el error de Eddington admitiendo esto en
privado ante Chandra, continuaron guardando silencio en público, para evitar
deshonrar al sumo sacerdote de la astronomía. Muchos aconsejaron a Chandra
quedarse callado, y él resentía esta falta de apoyo de sus pares.
Dada
la conocida experiencia de Eddington con las estrellas es desconcertante que no
encabezara el camino de la nueva astrofísica. Era un experto internacional en
la relatividad y se sentía cómodo aplicando la mecánica cuántica en otros
ámbitos. De hecho, antes había apoyado algunos de los descubrimientos de Stoner
en cuanto al límite máximo de las enanas blancas, y los había comunicado a la
revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ¿Por qué se mostraba
tan vehemente en mantenerlas separadas en este caso? Quizá solo estaba abrumado
por el factor psicológico, por lo absurdo de una idea en la que la materia
podría sencillamente ser aplastada hasta el olvido. ¿Adónde iba toda esa
materia? Con 52 años de edad y educado durante una época en que el Universo
conocido era mucho más simple, Eddington estaba absolutamente convencido de que
la naturaleza no se comportaba de esa manera. Para él, desafiaba al sentido
común. Actuó como si su mero acto de voluntad bastara para destruir la
conclusión de Chandra, ignorando cualquier física que no fuera de su gusto.
Según el historiador
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científico
británico Arthur Miller, Eddington intimidaba a Chandra para, principalmente,
proteger un extravagante esquema matemático en el que había estado trabajando
durante ocho años, un proyecto atesorado (y a fin de cuentas, tonto) cuyo
objetivo era derivar de forma natural las constantes físicas de la naturaleza y
el número de partículas en el Universo. El hallazgo de Chandra puso en peligro
todo ese esfuerzo. La teoría unificadora de Eddington no funcionaría si la
degeneración relativista era cierta.
Por
lo tanto, no es sorprendente que Eddington se mantuviera firme en su oposición.
En un discurso de 1936 en la Universidad de Harvard continuó calificando el
límite de la enana blanca de Chandra como «bufonería estelar». Chandra, siempre
educado, enfrentó la censura con estoicismo. En esos días, dice el físico
canadiense Werner Israel, «los debates eran un deporte, como el cricket».
Aceptando sus desacuerdos, lograron ser cordiales: no dejaron de tomar té, de
ir a eventos deportivos y pasear juntos en bicicleta. Seguro de que su análisis
era correcto, Chandra sabía que el tiempo jugaría a su favor. Fue
extremadamente paciente, aunque por dentro estaba consternado por lo que los
astrónomos pensaran de él. «Me consideraban una especie de Don Quijote tratando
de matar a Eddington», dijo unos cuarenta años después. «Como es de imaginar,
para mí fue una experiencia muy desalentadora hallarme en controversia con el
líder de la astronomía».
Ser
ridiculizado por una de las figuras más prominentes de Inglaterra era una
humillación científica y un revés para el joven investigador, y pasaron más de
veinte años antes de que el «límite
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de
Chandrasekhar», la mayor cantidad de masa posible en una estrella enana blanca,
fuera un parámetro ineludible en los libros de texto de astrofísica. A esto
siguió (mucho más tarde) un Premio Nobel para Chandra, en 1983.
Hubo
un inconveniente ante las maquinaciones de la década de 1930: con su confianza
duramente sacudida, Chandra abandonó el tema durante un par de décadas, y luego
emigró a Estados Unidos, en donde los científicos resultaron más receptivos a
sus ideas. Allí, en el observatorio Yerkes de la Universidad de Chicago, se
dedicó a trabajar en otros problemas astrofísicos. «Tenía que decidir qué
hacer. ¿Debería luchar por el resto de mi vida?», recordaba haberse preguntado.
«Después de todo, por entonces rondaba los 25 años. Me esperaban de 30 a 40
años de trabajo científico, y simplemente no creía que fuera productivo
insistir constantemente en algo que ya estaba hecho». A pesar de mostrarse
ecuánime en público con respecto a esta tempestad, Chandra estaba profundamente
herido por las críticas de Eddington.
Después
se vio que Eddington estaba equivocado. La naturaleza no cuenta con una red de
seguridad contra el colapso estelar. El joven Chandra nunca se atrevió a
calcular con exactitud qué le sucedería a una estrella enana blanca con más de
1.4 masas solares. Conservador por naturaleza, nunca estuvo interesado en la
especulación. Pero abrió de par en par la puerta para que otros teóricos
contemplaran la existencia de estrellas de neutrones y agujeros negros.
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Reflexionemos
en esta historia sobre «qué pasaría si»: Eddington se hubiera alzado como
campeón de Chandra en lugar de frustrarlo, ¿los astrónomos habrían aceptado
antes la posibilidad de los agujeros negros? No es probable, dice Israel, quien
ha examinado a fondo el carácter científico de esos tiempos. «En 1935»,
escribe, «la comunidad astronómica aún no estaba lista para “comprar” la idea
del colapso gravitacional, aunque Eddington hubiese sido un experto en ventas
listo para poner en práctica todos sus mecanismos de persuasión». En esta etapa
de preguerra, los astrónomos eran bastante tradicionales. Pocos se entrenaron
o, incluso, se interesaron en aplicar la nueva física —relatividad y mecánica
cuántica— a la astrofísica. Para muchos, la relatividad ni siquiera era parte
de la física, era más bien una rama matemática.
Si
una nueva ley de la física no detuvo la formación de una singularidad, los
astrónomos estaban seguros de que otras fuerzas podrían intervenir en su favor.
La física estelar era todavía un campo relativamente joven, lleno de
incógnitas. Muchos supusieron que las estrellas masivas experimentaban una gran
reducción de peso al expulsar, con el tiempo, suficiente materia hasta quedar
todas y cada una por debajo del límite crítico de 1.4 masas solares, en el que
podrían morir de forma segura como estrellas enanas blancas. Chandra admitió
haberse inclinado por este punto de vista durante algún tiempo.
Pero
esta era solo la historia convenientemente acomodada, que por un tiempo mantuvo
a los astrónomos evitando enfrentar a lo inimaginable.
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Capítulo
5
Les
demostraré a esos bastardos
En
la Vía Láctea hay muchos sistemas estelares en los que una o dos estrellas
orbitan una en torno de la otra, como lo hace la Luna alrededor de la Tierra. Y
si una de ellas es una enana blanca pueden suceder cosas interesantes —como
ocurrió la noche del 29 de agosto de 1975—.
Mientras
el crepúsculo descendía sobre Japón, Kentaro Osada, un astrónomo amateur que
solía observar el cosmos en su tiempo libre, se dio cuenta de que la
constelación septentrional Cygnus, el Cisne, tenía una nueva estrella en su
cola, un puntito de luz que no estaba ahí antes y cuya luminosidad pronto
competiría con la de la estrella más brillante de este grupo, Deneb. En
cuestión de pocas horas, grupos de astrónomos tanto amateurs como profesionales
trasmitieron por teléfono o cable la noticia de esa aparición a la Oficina
Central de Telegramas Astronómicos (Central Bureau for Astronomical Telegrams)
en Cambridge, Massachusetts, en donde se congregaba toda la información sobre
nuevos avistamientos celestiales.
Lo
que todos habían testimoniado era una nova, como los antiguos astrónomos
llamaron a este evento al creer que los cielos habían creado una estrella
nueva. Hace más de dos mil años, la aparición de una nova en el cielo inspiró
al astrónomo griego Hiparco a preparar el primer catálogo formal de estrellas
vistas desde Occidente. A mediados del siglo XIX había una serie de teorías
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pintorescas
acerca del origen de una nova, incluyendo enjambres de meteoros que colapsaban
entre ellos o una estrella que se encontraba con una nube de material cósmico y
se calentaba por la fricción hasta tener un brillo muy intenso. Pero lo que
Osada y los demás contemplaron aquella noche era una explosión estelar: una
estrella que estalla de repente con una brillantez asombrosa y que se desvanece
hasta recuperar el resplandor normal.
V1500
Cygni, como ha sido oficialmente nombrada la nova de 1975, incluye a una enana
blanca y a su compañera cercana, una pequeña estrella roja —un sistema binario
ubicado aproximadamente a seis mil años luz de distancia—. Como eran vecinas
tan cercanas, el intenso campo gravitatorio de la enana blanca fue capaz de
atraer gas de la estrella roja, el cual formó luego un disco giratorio
alrededor de la enana. Con el tiempo, parte de esta materia se depositó en la
superficie de la enana y envolvió toda la órbita con una delgada capa de
hidrógeno. Comprimida y calentada por la gravedad, la capa se incendió y
envolvió a la enana blanca en una potente explosión termonuclear. Había nacido
una nova. La luminosidad de V1500 Cygni aumentó rápidamente con un coeficiente
de cien millones, lo que la convirtió en una de las novas más brillantes del
siglo XX que se pudo ver durante varios días.
Sin
embargo, pese a tan violenta explosión, el sistema permaneció intacto. La nova
Cygni puede volver a aparecer en diez mil años o más, después de que la ladrona
del sistema, la enana blanca, robe otra vez una capa de hidrógeno a su
compañera. Esta es la forma más común en que surge una nova. Cada año, cerca de
30 enanas
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blancas,
a lo largo de nuestra galaxia, tienen explosiones como esta. «Hay algo
misterioso en el cambio de las configuraciones antiguas y familiares de una
constelación», dijo Henry Norris Russell en 1939. «Recuerdo muy bien la
impresión que me provocó mi primer vistazo a una nova… ¡era difícil dejar de
lado la sensación de que estaba emitiendo un sonido!». Muchas otras novas son
observadas con regularidad cada año en galaxias más allá de la nuestra.
Incluso
antes de comprender qué era una nova, los astrónomos reconocieron que las había
de más de un tipo. Junto con las novas «comunes» que estallaban por el cosmos,
notaron otras —más luminosas y raras— que formaban una clase distinta. Con su
florido lenguaje, Russell las describió como un «fenómeno de orden distinto, el
más formidable que la mente humana haya conocido hasta ahora». En nuestra
galaxia solo llegan a verse una vez en siglos. La famosa Nebulosa del Cangrejo
en la constelación de Tauro es el remanente de una de estas explosiones, un
evento registrado por los astrónomos chinos en 1054. Algunos lo llaman «nova
gigante»; otros, «nova excepcional». En el observatorio Mount Wilson en
California, Walter Baade las llamó en su lengua materna, el alemán, Hauptnovae
(nova líder).
****
No
tan públicamente famoso como Edwin Hubble, su colega en Mount Wilson, Baade era
en realidad un astrónomo observacional superior. En 1952 corrigió la medición
del Universo que había calculado Hubble, con lo que demostraba que tenía el
doble de tamaño y el doble de años de existencia. Nacido y educado en
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Alemania,
Baade tenía un defecto en la cadera que le hacía cojear, pero esta discapacidad
le permitió al entonces aspirante a astrónomo mantenerse fuera del campo de
batalla durante la Primera Guerra Mundial, y concentrarse durante sus años de
estudiante en el aprendizaje de una serie de útiles técnicas de observación.
Según sus colegas, Baade «contempló los misterios del Universo como la más
grande historia de detectives, en la cual él era uno de los principales
sabuesos».
Al
conseguir un trabajo en el observatorio de Hamburgo luego de obtener su
doctorado, Baade pudo echar su primer vistazo a una de esas súperbrillantes y
raras novas en 1921: un repentino estallido ocurrido en una pequeña galaxia
espiral, la NGC 2608. Quedó inmediatamente cautivado y la fotografió con
regularidad hasta que se desvaneció totalmente durante el siguiente año. Fue
Baade quien confirmó que tan excepcional nova era asombrosamente más energética
que las más comunes. De hecho, una de sus explosiones puede ser tan brillante
como la luz combinada de toda una galaxia estelar. Tomando en cuenta una
luminosidad tan sorprendente, el astrónomo suizo Knut Lundmark dio a estos
objetos el nombre con que hoy los conocemos: supernovas.
En
1931, Baade fue transferido al equipo de Mount Wilson para poder aprovechar los
telescopios más grandes del mundo en sus observaciones de la supernova (entre
otros intereses) y poco tiempo después Fritz Zwicky, del vecino California
Institute of Technology (Caltech), se le unió como colaborador. Nacido en
Bulgaria en 1898 y de padres suizos, Zwicky se educó en Zúrich, y mantuvo la
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nacionalidad
suiza durante toda su vida. Llegó a Caltech en 1925 como asistente de
investigación en el departamento de física, donde estudió las propiedades
físicas de los líquidos y los cristales. Pero eso era únicamente el principio.
Inquieto en intereses, pronto consiguió una plaza de profesor y publicó a lo
largo de su vida cerca de 600 artículos científicos sobre una gran variedad de
temas: radiación cósmica, escala de distancias extra galácticas, edad de los
cúmulos de galaxias, propulsión aérea, meteoros, ionización de gases, teoría
cuántica, elasticidad en sólidos, redes cristalinas, electrolitos, efectos de
las lentes gravitacionales, propulsores y cuásares.
****
A
pesar de la relajada atmósfera del campus de Caltech, ejemplo claro del estilo
de vida californiano, Zwicky mantuvo en su actitud el aire autoritario de
profesor europeo del siglo XIX. Era agresivo, original y muy obstinado, el
supremo científico individualista. Solía irritar a sus colegas, físicos y
astrónomos, por investigar lo que se le viniera en gana (decía que la
astronomía era su hobby) y por defender, de paso, ideas bastante audaces;
pasaron décadas antes de que algunas pudieran confirmarse. Por ejemplo, en 1933
Zwicky fue el primero en proponer la existencia de «materia oscura» en el
cosmos (lo que en alemán llamó dunkle Materie), todavía uno de los principales
misterios de la astronomía. «Zwicky era una de esas personas», recordó el
astrónomo de Caltech, Wallace Sargent, «que estaba resuelto a demostrar que el
otro individuo estaba mal. Su
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frase
favorita era: “Les demostraré a esos bastardos”», lo cual cumplió
completamente.
Baade
y Zwicky formaban una extraña pareja dentro de la astronomía: Zwicky era
irascible, autoritario y, en la mayor parte, un investigador solitario;
mientras que Baade hablaba con serenidad, era ecuánime y sabía trabajar en
equipo. Al compartir la misma lengua y herencia cultural, rápidamente se
hicieron amigos y fue común verlos pasear por la ciudad conversando sin parar
sobre las novas (hasta que tuvieron una terrible discusión años después).
Parte
de su mejor trabajo se desarrolló en 1933. Mientras en Inglaterra Chandrasekhar
se mostraba reacio a especular acerca de lo que podría pasarle a una estrella
más masiva que la típica enana blanca, Zwicky se apresuró con una sugerencia.
Justo un año antes, en Inglaterra, James Chadwick había bombardeado un núcleo
atómico con radiación de alta energía, y tuvo éxito en separar algunas
partículas que tenían las características de una cuya existencia apenas estaban
sugiriendo los científicos. Cada una tenía la misma masa que un protón, pero
sin carga eléctrica. Era una partícula neutra, y de ahí su nombre: neutrón.
Al
escuchar estas noticias del mundo de la física de partículas, Zwicky, en su
alocada y habitual forma, pensó que podría usar esta novedosa partícula para
explicar cómo se enciende una supernova. De alguna manera (Zwicky aún no sabía
bien cuál), un núcleo estelar sería oprimido y oprimido con el tiempo hasta
alcanzar una densidad tan grande como la de un núcleo atómico. En este suceso,
dentro del núcleo de la estrella los electrones con su carga negativa
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y
los protones con la suya positiva serían comprimidos hacia el interior,
formando una esfera expuesta de neutrones. «Una estrella así», escribieron él y
Baade en la revista Proceedings of the National Academy of Sciences, «puede
tener un radio muy pequeño y una densidad extremadamente alta». De hecho, una
anchura no mucho mayor que la de una ciudad. A Zwicky le pareció natural
llamarla «estrella de neutrones».
Desde
los días de Zwicky, los astrónomos han seguido ese camino hacia la supernova.
Todo depende de cuán masiva es la estrella original. Durante su vida útil, una
estrella promedio realiza un asombroso acto de equilibrio. La gravedad jala la
materia constantemente hacia adentro tratando de comprimirla cada vez más. Al
mismo tiempo, la tremenda presión de los gases del interior de la estrella la
empujan hacia afuera. El resultado es una estrella estable que emite luz y
energía en el Universo. Nuestro Sol ha recorrido esta cuerda floja durante unos
cinco mil millones de años, y volverá a hacerlo por otros cinco mil millones
más. Pero la cuerda se acaba. Los átomos de hidrógeno que se fusionan en helio
eventualmente se agotan, la gravedad se hace cargo y el núcleo se colapsa. Con
esta energía gravitatoria liberada, la capa exterior de la estrella se expande
y enfría creando una estrella gigante ya no es amarilla, sino de un suave color
rojo. En ese momento el helio toma el control como combustible.
También
en el caso de nuestro Sol el helio podrá usarse, en última instancia, como
recurso, pero además se fusionarán los núcleos, lo que generará carbón y
oxígeno. Esto será el punto final para el Sol.
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El
Sol no es lo suficientemente masivo como para fusionar esos átomos y
convertirlos en elementos más pesados. Se quedará sin combustible. Cuando eso
suceda, su gigantesca capa roja desaparecerá de pronto, y lo que quede —el
núcleo incandescente— permanecerá como una estrella enana blanca,
aproximadamente, del tamaño de la Tierra. Con la maquinaria nuclear apagada,
este cuerpo estelar, de tres quintas partes de la masa del Sol actual,
comenzará a enfriarse lentamente. Una cucharada de la Tierra tiene una densidad
promedio de cinco gramos por centímetro cúbico. En una enana blanca, puede
variar de diez mil a cien millones de gramos por centímetro cúbico. La gravedad
es el último tornillo cósmico capaz de juntar la masa de un edificio de gran
altura en el espacio de un terrón de azúcar. En última instancia la «presión de
los electrones» evita que la enana blanca se compacte más. Los electrones no
ceden, aún son suficientemente poderosos como para mantener a raya a la
gravedad.
¿Pero
qué sucede si la estrella es más masiva que el Sol? En primer lugar, la
estrella puede continuar quemándose más allá del carbono y el oxígeno. Los
átomos se fusionan en neón y magnesio; estos, en cambio, sirven como los
materiales crudos para la construcción de elementos aún más pesados, como
silicio, azufre, argón y calcio. Si la estrella es suficientemente masiva, esto
puede continuar ocurriendo hasta que se forme hierro. Pero ese es el final, el
término de la estrella, su última reserva. Fusionar hierro requiere más energía
de la que liberará. En ese momento crítico la estrella se enfrenta a su
Waterloo. Al ser incapaz de generar más energía, la
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gravedad
se hará cargo. De hecho, entrará violentamente a escena. Tan pronto como un
núcleo estelar se vuelve hierro, colapsa de manera catastrófica. En menos de un
segundo, un núcleo que alguna vez tuvo el tamaño de la Luna es reducido al
tamaño de una ciudad. Sí, es correcto: en menos de un segundo.
¿Cómo
puede ser? Es porque los electrones ya no pueden sostenerse ante la gravedad.
En el transcurso de este titánico colapso estelar cada electrón termina
fusionándose con un protón para gestar un neutrón, una partícula neutral, y
libera en el proceso un flujo de minúsculos neutrinos. Se forma una estrella de
neutrones con una anchura de una docena de millas (20 kilómetros). Esta esfera
es tan densa que esencialmente es un gigantesco núcleo atómico, cien millones
de millones (100.000.000.000.000) de veces más denso que la Tierra. (Alguna vez
se calculó que el lavabo de un baño podría contener toda el agua de los Grandes
Lagos si esta se comprimiese a la densidad de una estrella de neutrones). Si
surgiera una montaña sobre la estrella de neutrones, solo podría tener unos
cuantos centímetros de altura, dada la fuerza de su campo gravitacional. En
este caso, la gran fuerza nuclear comienza a desempeñar un papel al mantener a
la estrella en su lugar resistiendo la compresión gravitacional. La potencia
nuclear es una importante resistencia ante el tirón de la gravedad que tiende a
reducir aún más a la estrella.
La
evidencia de todo esto se encuentra en la forma llamativa como se anuncia el
suceso: la onda de choque proyectada desde el colapso, junto con el torrente de
neutrinos, se acelera a través de lo
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que
queda de la capa estelar. Cuando salen a la superficie vemos el resultado como
un estallido espectacular —una supernova, la revelación del nacimiento de una
estrella de neutrones, tal y como había predicho Zwicky en la década de 1930—.
En el proceso, elementos más allá del hierro son forjados dentro de la caótica
turbulencia de la nube en explosión.
Por
supuesto, Zwicky desconocía en su momento todos estos detalles. Solo imaginó
que la supernova era alimentada por la enorme cantidad de energía perdida
mientras el núcleo estelar se comprimía, liberando de alguna forma ese poder
con una tremenda descarga. Pero su embrionaria visión del proceso seguía siendo
una asombrosa y profética hipótesis; la estrella de neutrones tardaría tres
décadas más en ser confirmada. En la época de Zwicky, las estrellas de
neutrones eran todavía modelos teóricos y los astrónomos creían que, aunque
existieran, por su pequeño tamaño jamás serían vistas. (Todo esto cambió cuando
la primera estrella de neutrones bona fide, que emitía a la distancia como un
pulsar, fue finalmente descubierta en 1967 por la astrónoma británica Jocelyn
Bell).
Baade
y Zwicky presentaron por primera vez sus ideas visionarias en diciembre de
1933, en una reunión de la American Physical Society en la Universidad de
Stanford. A los astrónomos les gustó la idea de la supernova —una explosión
estelar extra potente—, pero consideraron al concepto de la estrella de
neutrones como descabellado y extremadamente especulativo. Suponían que las
supernovas permitían a las estrellas más masivas deshacerse de la
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masa
suficiente como para convertirse en enanas blancas. Los astrónomos apenas y se
encontraban cómodos con la idea de que la materia podía ser comprimida hasta
llegar a grandes densidades dentro de una estrella enana blanca. En
consecuencia, casi nadie tomó en serio la estrella de neutrones —a excepción de
unos cuantos valientes—. Chandra hizo hincapié en esta posibilidad en una
conferencia en París, en 1939, y se manifestó de acuerdo con que la formación
de un núcleo de neutrones «puede ser el origen de la supernova». Pero no dio
seguimiento inmediato a la idea. Entre quienes sí lo hicieron estuvieron Lev
Landau, en la Unión Soviética y, en la Universidad de California, Berkeley, J.
Robert Oppenheimer, quien llegó a convertirse en el padre de la bomba atómica.
Que estos dos físicos no descartaran de inmediato la idea de la estrella de
neutrones, sino que la desarrollaran, fue un punto de inflexión crucial para la
historia de los agujeros negros. Condujo a los investigadores, al menos a unos
cuantos al principio, a sospechar que el cosmos podría estar generando esas
malditas singularidades.
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Capítulo
6
Solo
permanece su campo gravitacional
El
final de la década de 1930 fue un tiempo sombrío y desesperado para la Unión
Soviética. Estaba en su apogeo la Gran Purga iniciada por Stalin, y Lev Landau
suponía que estaba en la mira, pese a ser un ferviente marxista. En 1920,
cuando las reglas para los científicos soviéticos eran más relajadas, Landau
había pasado un tiempo en la Europa occidental, visitando los principales
centros universitarios de física. Era el típico niño prodigio con el cabello
revuelto, cuyos artículos de investigación acerca de una amplia gama de
problemas de la física se destacaban por su visión creativa y su destreza
matemática. Su inteligencia era reconocida por cualquiera que lo conociera.
Pero poco después de su regreso, en 1931, se volvió un crimen para los
científicos en la Unión Soviética mantener contacto con Occidente por temor a
que el capitalismo los contaminara. El simple hecho de haber visitado el oeste
—aunque hubiese sido en una época más temprana y liberal—, hacía de Landau un
sospechoso.
En
1937, la purga había rebasado a los miembros del Partido Comunista y avanzaba
sobre la intelectualidad. Como resultado, Landau, que en ese momento tenía 29
años de edad, decidió suspender por un tiempo su trabajo en física atómica,
magnetismo y superconductividad, y prestar atención una vez más al problema de
la energía estelar, pues esperaba encontrar un hito en uno de los retos más
grandes de la física. Astuto practicante del arte de la
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política
académica, Landau se dio cuenta de cuánto podría protegerlo de ser arrestado la
gloria científica que acompañaría al descubrimiento de cómo se energiza una
estrella. Muchos de sus colegas ya habían sido sorprendidos. Pensaba que la
atención mundial que lograría por un triunfo científico haría que los oficiales
no se ocuparan de él.
Esforzándose
por un acercamiento completamente novedoso que no involucrara los modelos
estelares estándar de la astrofísica, Landau llegó a la conclusión de que las
estrellas tenían un «núcleo de neutrones». Mientras Zwicky consideraba que la
formación de una estrella de neutrones era el detonador de una supernova,
Landau concluyó que un núcleo atómico y los electrones se combinaban para
formar neutrones en el denso núcleo de cualquier estrella normal. Según Landau,
esto hacía más compacto ese núcleo, que liberaba más energía para propulsar a
esa estrella a lo largo de eones. El físico George Gamow, amigo de Landau,
publicó ese año su libro sobre física atómica, en el que calculaba que la
densidad de un núcleo estelar como tal sería de cerca de cien billones de
gramos por centímetro cúbico, «similar a las condiciones dentro de un núcleo
atómico». La energía nuclear liberada mientras este núcleo se comprimía hasta
lograr tan inmensa densidad, continuó Gamow, «sería suficiente para garantizar
la vida de la estrella por un largo periodo».
****
Landau
envió su manuscrito a Niels Bohr, en Copenhague. Como Bohr era miembro
honorario de la Academia Soviética de Ciencias,
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era
un medio aún permitido para obtener reconocimiento en el occidente. Bohr lo
llevó a la revista científica Nature, que publicó el artículo el 19 de febrero
de 1938. En él, Landau planteaba que «podemos considerar a una estrella como un
cuerpo que tiene un núcleo neutrónico cuyo constante crecimiento libera la
energía que mantiene a la estrella con su alta temperatura».
Astutamente,
una vez impreso, Landau desplegó toda una campaña de relaciones públicas para
darlo a conocer. A través de sus contactos en los lugares indicados, consiguió
la alabanza a su trabajo científico en uno de los periódicos más influyentes de
la Unión de Repúblicas Socialistas Soviéticas (URSS), que lo describió como
«una osada idea [que] da nueva vida a uno de los procesos más importantes de la
astrofísica».
Fue
un buen intento, pero no fue suficiente. La estrategia política de Landau —el
apoyo de Bohr, la llamativa cobertura de prensa, la publicación en una revista
de prestigio— falló miserablemente. (A este resultado contribuyó en gran medida
que hubiese preparado un folleto antiestalinista para ser repartido durante el
desfile del 1 de mayo de 1938). Eventualmente, Landau fue aprehendido y
encarcelado por un año, bajo los ridículos cargos de que él, un judío, era un
espía de la Alemania nazi. Fue liberado gracias a la intervención del notable
físico soviético, Pyotr Kapitsa, quien dijo a las autoridades soviéticas que
solo Landau podía explicar un fenómeno recién descubierto: la súper fluidez. Y
Kapitsa estaba en lo correcto. Landau consiguió resolver cómo algunos líquidos
súper
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enfriados
pueden fluir sin fricción, por lo que recibió el Premio Nobel en 1962.
Aunque
Landau demostró ser brillante en superfluidos, falló en energía estelar. En
esta arena, su física era bastante deficiente. Justo al siguiente año, en 1939,
el físico germano-americano, Hans Bethe, descifró el misterio de cómo brilla el
Sol. Fue el primero en imaginar una posible respuesta a cómo generan las
estrellas sus inmensas energías mediante la fusión de átomos, en lugar de
hacerlo por la liberación de energía gravitacional.
Con
todo, el artículo de Landau en Nature tuvo gran influencia en el avance de la
teoría del agujero negro. El escrito llegó al escritorio del teórico de
Caltech, Richard Toman, experto a nivel mundial en relatividad general, quien
con entusiasmo abrazó la idea de la estrella de neutrones. Tolman lo vio como
un problema que pedía a gritos ser resuelto, e incitó a su colega J. Robert
Oppenheimer a aplicar las ecuaciones del espacio-tiempo de Einstein al colapso
de las estrellas. Oppenheimer ya estaba al tanto del modelo de altas
concentraciones de materia de neutrones de Landau, y estaba intrigado. Alentado
por Bethe, quien estaba de visita en Berkely, en el verano de 1938, revisó con
Robert Serber el artículo de Landau. De inmediato se dieron cuenta de que las
estrellas normales, como el Sol, no podían albergar núcleos neutrónicos; de
hacerlo se verían muy diferentes. El Sol, por ejemplo, sería mucho más pequeño
a consecuencia de la enorme fuerza gravitacional de un núcleo ultradenso.
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Aunque
la idea de Landau falló al momento de explicar la energía estelar, inspiró a
Oppenheimer con su descripción de núcleos de estrellas densos. Debido a que
ellos no resolvían cómo brillaban las estrellas (Bethe se encargó de ello),
Oppenheimer comenzó a preguntarse si los núcleos de neutrones de Landau jugaban
un papel al final de la vida de la estrella. ¿Podría Zwicky, después de todo,
tener razón?
Como
todo buen físico, Oppenheimer redujo el problema a lo esencial. Ignoró todo
discurso sobre estrellas en explosión. Para él, las personas como Zwicky,
alguien a quien no admiraba en particular, eran dadas a ese tipo de
grandilocuencias. Oppenheimer se enfocó en la estrella de neutrones. ¿Cuál era
su física? Chandrasekhar había descubierto que una estrella enana blanca debe
mantenerse bajo cierta masa antes de transformarse en algo más. ¿Tendría una
estrella de neutrones un límite similar? Pese a que se enfrentó a estos
cuestionamientos estelares durante una corta etapa de su vida profesional, lo
guiaron hasta uno de sus mayores logros en física teórica, elección que uno
podría considerar inesperada al contemplar sus antecedentes familiares.
****
Oppenheimer
había crecido en la parte noroeste de Nueva York, entre privilegios y
comodidades. Su padre había asegurado la riqueza familiar gracias al comercio
de textiles. De niño llegaba a su escuela, privada, en una limosina con chofer
uniformado. Pequeño solitario (no tuvo hermanos hasta que cumplió los ocho
años), el joven Robert se sentía especialmente fascinado por las rocas y los
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minerales,
y llenó con muestras el apartamento familiar en Manhattan.
Como
estudiante en Harvard se sintió atraído primero por la química. Al darse cuenta
de su ineptitud para los experimentos en laboratorio —falla que reconocía sin
miramientos—, se interesó en conocimientos más teóricos, en especial de física.
La mecánica cuántica estaba revolucionando a la física a mediados de la década
de 1920 y, ansioso por subirse a ese tren, decidió realizar en Europa sus
estudios universitarios —primero en la Universidad de Cambridge, en Inglaterra;
después en la de Göttingen, Alemania—, relacionándose con las grandes estrellas
de ese campo teórico: Paul Dirac, Niels Bohr y Max Born, entre otros.
Aunque
Oppenheimer se perdió la primera oleada de descubrimientos de la mecánica
cuántica, del tipo que llevan en bandada al Premio Nobel, quedó inmerso en la
segunda: el intento por unir la teoría de la relatividad especial con la
mecánica cuántica. La predicción de Dirac acerca de que la «antimateria» existe
surgió de estas exploraciones.
Después
de obtener su doctorado, Oppenheimer regresó a Estados Unidos cuando las
empresas y el gobierno estaban impulsando mejoras en los programas del posgrado
científico de las universidades del país. Con sus credenciales de oro europeas
era un gran prospecto, y en 1929 consiguió una plaza compartida entre el
California Institute of Technology y la Universidad de California en Berkeley.
Lo que fundamentalmente desarrolló en la costa oeste a lo largo de la década de
1930 y al inicio de la de 1940 fue una de las
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mejores
«escuelas» de física teórica en el mundo, con los estudiantes más distinguidos
en el tema congregándose en uno y otro campus para trabajar con él. Él y sus
alumnos se ocuparon tanto de las nuevas partículas y las fuerzas reveladas en
Berkeley por el ciclotrón de Ernest Lawrence, como de los descubrimientos
astronómicos y astrofísicos develados por los profesores del Caltech. «Lo que
realmente hacía que esta escuela fuera un éxito era el propio Oppenheimer: no
tanto por su talento para la física o sus habilidades como maestro, o sus
maniobras administrativas, en ninguno de los cuales era de primer nivel, sino
por esa habilidad única, adquirida en Europa, para seleccionar los problemas
más prometedores e inspirar y guiar el esfuerzo de los miembros de su grupo
hacía el límite más vanguardista en estas áreas», explica el historiador de la
ciencia David Cassidy.
****
Un
conocido de Oppenheimer en Berkeley dijo que los estudiantes consideraban al
físico «algo así como un dios», sobre todo por su gran estatura, llamativos
ojos azules, riqueza, y cantidad de intereses ajenos a la ciencia, que incluían
pintar, el sánscrito y leer a Platón en el griego original. Era una figura
carismática, generosa en compartir crédito con sus estudiantes. Sin embargo,
también era un hombre asechado por demonios e inseguridades personales.
Oppenheimer
no era un deslumbrante innovador teórico —no como otros que, como Werner
Heisenberg, planteaban radicalmente nuevos caminos en el campo de la física—.
No había un Principio de la Incertidumbre de Oppenheimer. Trabajó con Max Born
para
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generar
la aproximación Born-Oppenheimer, aún usada para deducir el comportamiento
cuántico de las moléculas, pero se especializó sobre todo en los cálculos que
pudieran explicar los experimentos físicos en curso —trabajo duro en lo que era
necesario y vital pero rara vez llegaba a destacar—. Muchos de sus artículos
son obsoletos o han sido olvidados. Fue su breve desvío en el mundo de la
astrofísica a finales de la década de 1930 el que generó sus escritos
científicos más citados en la actualidad. Lo que él y sus estudiantes hicieron
fue colocar a la singularidad Schwarzchild en el mundo real.
No
es de sorprender que su trabajo en la teoría atómica y de física nuclear lo
atrajera al campo cósmico. Como se mencionó antes, en la década de 1930 los
físicos estaban lidiando para explicar cómo el Sol y las estrellas podían tener
energía durante miles de millones de años, y era evidente que la fuente debía
ser un proceso nuclear capaz de liberar energía mientras los átomos se
combinan. Varios físicos se habían percatado de esta posibilidad desde la
década anterior. La pregunta era acerca del camino preciso. Landau había
propuesto un esquema completamente distinto, sobre todo por la cantidad de
obstáculos que los teóricos habían encontrado para explicar cómo los átomos se
podrían fusionar dentro del Sol. Tan era así que estaba convencido de que la
física hecha por los astrofísicos, como Eddington, era irracional.
Oppenheimer
no perdió de vista ese campo durante muchos años y, eventualmente, ayudó a
organizar un simposio sobre la importancia de la astrofísica en las
transformaciones nucleares, en el encuentro
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conjunto
de dos grandes instituciones que tuvo lugar en 1938 entre la American Physical
Society y la American Association for the Advancement of Science. Justo en ese
momento, Hans Bethe estaba completando en la Universidad de Cornell su
histórico artículo, la primera ruta confiable de una estrella para fusionar su
hidrógeno en helio y generar energía nuclear, un logro que lo llevó al Premio
Nobel en 1967.
Al
verse aventajado, Oppenheimer dirigió su atención hacia el otro fin en la vida
de una estrella: su muerte. Para entonces, Fritz Zwicky había sugerido que, al
estallar, una estrella podía dejar atrás una densa capa de neutrones, pues los
protones y electrones del núcleo colapsado habían sido aplastados juntos. Al
mismo tiempo, Landau estaba hablando de estrellas con «núcleo de neutrones».
Chandra solo había necesitado la relatividad especial para llegar a su límite
para la estrella enana blanca. Pero la estrella de neutrones era un terreno en
donde la relatividad general era necesaria para obtener respuestas. Con la alta
densidad de la estrella de neutrones y su intenso campo gravitatorio, las leyes
newtonianas de la gravedad eran inadecuadas. Para sacar adelante su esfuerzo,
Oppenheimer unió fuerzas con su ya graduado estudiante, George Volkoff (con
Tolman asesorando al margen). La pareja llevó a cabo una profunda investigación
general relativista sobre cómo podría formarse un núcleo de neutrones. En esa época
previa a la computadora, Volkoff trabajó con una calculadora para poder
desarrollar el intrincado cálculo numérico. Demostraron que la existencia de
estrellas de neutrones en el Universo era muy
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probable.
Zwicky tenía razón. Pero uno no sabrá esto al leer los escritos de Oppenheimer.
El mero título de su artículo de 1939 con Volkoff, en la revista Physical
Review, hace referencia a «núcleos de neutrones» y no a estrellas de neutrones,
favoreciendo a Landau. Oppenheimer se aseguró de no citar a Zwicky. El trabajo
de Landau fue generosamente acreditado a lo largo de las ocho páginas de este
texto.
Al
escuchar acerca de este trabajo, Zwicky se puso furioso porque no hablaron con
él. El susceptible físico creía ser el experto mundial en el tema. Para
entonces, buscaba sistemáticamente una supernova con un telescopio de largo
alcance desde Palomar Mountain, en California, donde según él nacían las
estrellas de neutrones. Ese mismo año devolvió el tiro de Oppenheimer con un
vulgar artículo, en la misma publicación: «Sobre la teoría y la observación de
las estrellas altamente colapsadas». No había referencias al innovador texto de
aquel con Volkoff. Fue su represalia equivalente. Hoy día nadie recuerda el
artículo de Zwicky. Tuvo el descaro y el valor para especular —y obtuvo el
crédito correspondiente por imaginar una estrella de neutrones surgida de una
espectacular explosión estelar—, pero fueron Oppenheimer y su brillante
estudiante Volkoff, como hace notar el investigador de Caltech, Kip Thorne, en
su libro Black Holes and Time Warps [Agujeros negros y tiempo curvo], quienes
comprendieron y dominaron por primera vez la física de este extraño y nuevo
objeto estelar. Thorne se refiere a su artículo como: «un tour de force,
elegante, rico en ideas, preciso en todo detalle».
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Este
escrito pionero también fue estimulante en su conclusión. Volkoff y Oppenheimer
encontraron que había un punto final para la estrella de neutrones: más allá de
cierta masa, el núcleo de
neutrones
continuará contrayéndose… y así seguirá indefinidamente. Así como Chandrasekhar
halló un límite para la estrella enana blanca, ellos revelaron una restricción
similar para la estrella de neutrones. ¿Qué será de la estrella si su masa
sobrepasa el límite? «La pregunta sobre lo que pasa… sigue sin respuesta»,
contestaron. Pero en ese momento, nadie entró en pánico. Apenas estaban
empezando con el problema. Era posible que la física de tan condensada materia
aún no estuviera del todo entendida; quizá nuevas fuerzas de repulsión
entrarían en juego para prevenir el último colapso.
Para
averiguarlo, Oppenheimer reclutó a otro alumno graduado, Hartland Snyder, quien
tenía reputación como campeón en matemáticas y podía manejar la relatividad
general con facilidad. Era una pareja única. Snyder venía de la clase
trabajadora. «Oppie era extremadamente culto; sabía de literatura, arte,
música, sánscrito. Pero Hartland, él era como el resto de nosotros los vagos.
Le encantaban… las fiestas, donde… cantábamos canciones de universitarios y
canciones de bebedores. De todos los estudiantes de Oppie, Hartland era el más
independiente», recordó en cierta ocasión William Fowler, físico de Caltech.
Oppenheimer pidió a Snyder que continuara investigando hasta averiguar qué le
sucede a la estrella de neutrones que colapsa, aquella que cruza el límite. Los
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resultados
de este esfuerzo, según mencionó después Oppenheimer a un colega, fueron «muy
raros».
Oppenheimer
y Hartland comenzaron con una estrella que había perdido su combustible. Para
facilitar las ecuaciones en esa época de torpes calculadoras de escritorio,
ignoraron ciertas presiones y la rotación de la estrella. De otra manera el
problema hubiera sido imposible de resolver.
Con
el calor de su energía nuclear perdido, el núcleo de la estrella no puede
resistir el jalón gravitatorio y el cadáver estelar se empieza a encoger.
Oppenheimer y Snyder determinaron que si ese núcleo es más pesado que cierta
masa (ahora se cree que equivale a unas dos o tres masas solares, el tipo de
núcleo que se encuentra en estrellas masivas con un peso de 25 soles o más), el
remanente estelar no se convertiría en una estrella enana blanca (destino de
nuestro propio Sol) ni se asentaría como una esfera de neutrones. Esto es
porque una vez que la materia es comprimida más allá de 400 mil millones de
libras (181.43 mil millones de kilogramos) por centímetro cúbico, los neutrones
ya no pueden frenar el colapso. La presión por degeneración, esta vez para los
neutrones, ya no cumple con su función. Oppenheimer y Snyder calcularon que la
estrella continuaría contrayéndose indefinidamente. No hay lugar para los
débiles cuando la gravedad se hace cargo. La materia en esa estrella colapsada
está en un estado de permanente caída libre.
Las
últimas ondas luminosas que huyen antes de que la «puerta» se clausure
irrevocablemente se expanden tanto por el enorme jalón de la gravedad (de
visible a infrarrojo, hasta su radio y más allá), que
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los
rayos se vuelven invisibles y la estrella desaparece de la vista. El
espacio-tiempo está tan deformado en torno de la estrella en colapso que,
literalmente, se cierra al resto del Universo. «Solo permanece el campo
gravitatorio», reportaron los físicos de Berkeley.
Se
dieron cuenta de que la estrella colapsaba hasta cierto punto, una singularidad
exprimida hasta la densidad infinita y con volumen cero (lo cual parece
imposible). Sus cálculos indicaron eso, pero dudaron si debían expresarlo así.
Esto fue porque las singularidades son un horror para los físicos. Son una
señal de que bajo condiciones extremas algo está mal con la teoría, de que han
entrado a una zona en donde las matemáticas aplicadas dejan de proporcionar una
descripción válida para la física. Es tan malo como tratar de dividir un número
por cero. ¿Cuántos ceros hay en los números 8, 29 o 103? Por supuesto, no hay
respuesta definitiva. Hay un incalculable número de ceros, en otras palabras:
29 + 0 + 0
+ 0
+ 0 + (una interminable lista de ceros) aún es igual a 29. Es una operación
matemática que lleva a ninguna parte. Cero dividido entre 29 es igual al
infinito, lo cual es una respuesta poco satisfactoria. Una singularidad en una
ecuación física en la que una de las variables tiende al infinito es señal de
un desajuste similar. Ante este predicamento, Oppenheimer y Snyder estaban
dispuestos a llegar solo hasta cierto punto. Su reporte ya era suficientemente
extraño. Werner Israel describió este documento como: «el artículo más audaz y
asombrosamente profético que haya sido publicado en este campo… No hay nada en
este texto que actualmente requiera de revisión».
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En
el título del artículo, Oppenheimer y Synder llamaron al fenómeno «contracción
gravitacional continua», y establecieron la primera descripción moderna de un
agujero negro. Pero pocos se dieron cuenta de ello, en parte por circunstancias
desafortunadas. Oppenheimer y Snyder publicaron su escrito en la Physical
Review, el 1 de septiembre de 1939, el mismo día que Hitler ordenó a sus tropas
la entrada en Polonia y comenzó la Segunda Guerra Mundial. No es raro que haya
recibido poca atención. Más aún, en el mismo número de la revista apareció un
artículo pionero de Niels Bohr y John Wheeler sobre fisión nuclear, un tema
mucho más urgente entonces en la mente de los físicos. En comparación, las
estrellas que colapsaban parecían de poca importancia. Fue el último artículo
que Oppenheimer escribió sobre el tema. Sin una física suficientemente
desarrollada como para seguir a la materia colapsada hasta el abismo, ¿qué más
podía hacer?
A
nivel profesional era un desvío transitorio en la vida científica de
Oppenheimer, con solo tres artículos en su haber. Después regresó a su trabajo
con la física de partículas nucleares y radiaciones cósmicas y, en 1942, con el
Proyecto Manhattan destinado a construir la primera bomba atómica del mundo.
Luego de graduarse, sus alumnos ocuparon plazas magisteriales universitarias y
no volvieron a hablar del tema. La mayoría de los astrónomos si acaso llegaron
a pensar en este problema, asumieron que la mayoría de las estrellas masivas se
deshacen con el tiempo de su masa —la suficiente como para mantenerlas como
estrellas enanas blancas en su vejez—. Solo Fritz Zwicky continuó tocando el
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tambor
de las estrellas de neutrones y publicó algunos artículos al respecto. Nadie
tomó nota.
Tal
vez los vientos estelares, decían los astrónomos, transportaron por el espacio
gran cantidad de masa de una estrella vieja; quizás explosiones de estrellas
mantuvieron cualquier remanente estelar en una masa solar o menos. Esto no era
una suposición poco razonable para los astrónomos que estaban apenas
reconociendo a las estrellas de Wolf-Rayet, que hacen precisamente eso:
evolucionadas y pesadas, expulsan a través de los fuertes vientos estelares
enormes cantidades de masa cada año, mil millones de veces más que la de
nuestro Sol.
Incluso
si un objeto estelar colapsara gravitacionalmente en algún lugar de los cielos,
en esencia sería invisible. Ningún telescopio de entonces era capaz de
confirmar la existencia de una estrella de neutrones o un agujero negro. No lo
sabían, pero esos astrónomos tuvieron que esperar el desarrollo de nuevas
herramientas y técnicas para escanear el cosmos, para capturar ondas
electromagnéticas más allá del espectro visible.
¿Y
qué pasaba con los relativistas generales? ¿No estaban emocionados con este
nuevo y asombroso descubrimiento que surgía a partir de la relatividad general?
La verdad, no prestaban mucha atención. A los expertos relativistas de aquella
época les preocupaba más lo esotérico del espacio-tiempo curvo que su
pragmático uso en astrofísica. La Teoría General de la Relatividad era
prácticamente un juguete para los físicos matemáticos, un entretenimiento sin
vinculación, para ellos, con la esfera celeste
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(excepto,
tal vez, por la curvatura en la luz de ciertas estrellas cercanas al Sol). En
esa época, la relatividad general se impartía principalmente como matemáticas,
no como física. Estaban interesados no en evidencia experimental o posibles
aplicaciones, sino en pruebas rigurosas.
A
pesar de que en occidente nadie dio seguimiento al colapso gravitacional, en la
Unión Soviética, Landau estaba muy impresionado. Añadió el artículo de
Oppenheimer-Snyder a su «lista de oro», la cual tenía textos clásicos a los que
creía valía la pena revisar.
Años
después, el físico Freeman Dyson trató de hablar con Oppenheimer sobre su
trabajo con los agujeros negros, pero el padre de la bomba atómica no quería
saber nada. Como Oppenheimer pensaba que solo había aplicado las leyes de
Einstein al colapso de estrellas y no había sacado a la luz una nueva ley de la
física, Dyson sospechó que contemplaba su realización como digna nada más para
«estudiantes de posgrado o de tercer nivel». No reconocía su acción como un
triunfo teórico. Pero Dyson estaba en total desacuerdo. Describió el papel de
Oppenheimer en la contracción gravitatoria continua como su «más importante
contribución a la ciencia… una obra maestra de ciencia derivada, que toma en
cuenta algunas de las ecuaciones básicas de Einstein demostrando que abren paso
en el mundo real de la astronomía a consecuencias sorprendentes e inesperadas».
Sin
embargo, cuando estaba por terminar la década de 1930, la mayoría de los
astrónomos aún no estaba lista para creer que esos
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objetos
tan extraños podían surgir en el mundo real. Hasta Einstein escribió un
artículo en 1939, un mes después de la publicación del de Oppenheimer-Snyder,
en un intento por comprobar que su formación era imposible. Sus cálculos
hubieran llevado a la misma respuesta que los investigadores de California,
pero Einstein saturó y acomodó su modelo de una forma tan poco realista que su
estrella jamás colapsaría. «Uno no puede estar seguro», escribió, «… se han
hecho suposiciones que contienen imposibilidades físicas». De acuerdo: estaba
diciendo que matemáticamente una singularidad podía crearse en papel, pero la
materia rara vez actuaba de esa forma para frustrar el colapso. Einstein
intentó demostrar esto al imaginar la masa como un «gran número de partículas
gravitacionales… las cuales semejan un cúmulo estelar esférico». Era un juego
de manos en el que la fuerza centrífuga del movimiento circular de las
partículas les impedía, esencialmente, colapsar hasta llegar a un punto
singular. Y era solo eso: una ilusión. Una vergüenza: por no estar al día en
literatura científica, Einstein no había leído el artículo Oppenheimer y Snyder
antes de abordar por su cuenta el problema.
Algunos
historiadores han señalado esta refutación de Einstein como: «fuerte candidato
a la dudosa distinción de ser su peor trabajo científico». Esto se debe a que
Oppenheimer y compañía dieron en el clavo. Una vez que una estrella que colapsa
llega a ser suficientemente pequeña, nada en el Universo puede impedir que la
gravedad cree un agujero negro, sin importar el movimiento de rotación o la
presión del gas. La gravedad es la última carta para el
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triunfo,
ya que abruma cualquier fuerza estelar interna. ¿Por qué Einstein no pudo
reconocer este sencillo factor físico? Porque, dice el relativista general de
Caltech, Kip Thorne, «estaba tan firmemente convencido de que no podían existir
(que “olían mal”, terriblemente mal), que tenía ante la verdad un bloqueo
mental impenetrable, al igual que casi todos sus colegas». Esa era «la
mentalidad de casi todos en las décadas de 1920 y 1930», señala. Con todo el
corazón, la mayoría de los físicos deseaban descubrir una ley de la física que
prohibiera la formación de los agujeros negros. Formados en la época
victoriana, estos científicos tuvieron que rebasar obstáculos psicológicos
formidables antes de aceptar algo tan inesperado en la naturaleza.
«Hay
un curioso paralelo entre la historia de los agujeros negros y la deriva
continental», ha hecho notar Werner Israel. «En ambos casos, para 1916, la
evidencia no podía continuar ignorándose, pero la investigación de las dos
ideas fue frenada durante medio siglo por una resistencia que lindaba con lo
irracional». Israel culpa de esto a la amenaza que cada concepto representa
para nuestra atesorada fe en la permanencia y estabilidad de la materia.
¿Continentes enteros deambulando por la Tierra como piezas de ajedrez?
¿Estrellas que desaparecen desde el espacio y el tiempo? ¡Seguramente son
tonterías!
Si
se tiene en cuenta el interés actual en un universo eisnteniano, es difícil
comprender esa línea de pensamiento. Sin embargo, esta posición de rechazo se
produjo durante un periodo en que la teoría de la relatividad general fue
empujada hacia las sombras, admirada
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desde
lejos por su belleza matemática, pero ignorada. Los teóricos reverenciaban las
ecuaciones de Einstein (casi una sublime escultura matemática), pero de ninguna
manera estaban aplicándolas directamente en su trabajo. Esto fue especialmente
cierto en Alemania, una vez que los nazis llegaron al poder. Como parte de su
campaña contra la «física judía», prohibieron oficialmente en todo el Tercer
Reich la enseñanza de la relatividad. Pero, aparte de la política, las
universidades de todo el mundo rara vez ofrecían cursos de relatividad general,
y si llegaban a hacerlo era como matemáticas, no como física. La mayoría de los
teóricos de la época estaban concentrados en la teoría cuántica, con su nueva y
revolucionaria perspectiva de la materia y la energía. Y fuera del estrecho
medio de la física teórica, la teoría de la gravitación de Einstein era en
realidad impopular. «Fue despreciado, en ocasiones hasta aborrecido, por los
especialistas en otros campos de la física», dice el físico e historiador Jean
Eisenstaedt. Esto porque se trataba «con algunos conceptos engañosos que el
físico ordinario encuentra difíciles de comprender». Nos exige pensar en el
espacio y el tiempo de un modo que confronta nuestras experiencias cotidianas y
cómo creemos que funciona el mundo, y «probablemente también nuestros procesos
cerebrales», señala Eisenstaedt.
Además,
el mito había surgido poco después de la introducción de la relatividad
general, realmente comprendida solo por un puñado de personas. El propio Arthur
Eddington gustaba de contar cuando en una reunión de la Royal Society una
persona le dijo: «Profesor Eddington, usted debe ser una de las tres personas
en el mundo
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que
entienden la relatividad general». Ante la vacilación de Eddington, el
interrogador continuó: «No sea modesto». Y Eddington respondió: «Por el
contrario, estoy tratando de pensar quién es la tercera persona».
Hay
quienes creen que esta exagerada impresión acerca de la complejidad de la
relatividad general mantuvo lejos a mucha gente y contribuyó a su
estancamiento. La relatividad general casi se marchita en la vid. Después de
una serie de publicaciones científicas en la década de 1920, después de la
verificación bien publicitada de la teoría en 1919, el interés en ella se
desplomó. Durante tres décadas, menos de uno por ciento de los artículos en
revistas de física tocaba el tema. Una vez se dijo en una conferencia que se
podía contar el número de relativistas generales en el mundo «con los dedos de
una mano». La novedosa y sorprendente aportación de Oppenheimer apenas marcó
diferencia en su constante caída. El propio Oppenheimer, después de convertirse
en director del Advanced Study in Princeton, Nueva Jersey, en 1947 aconsejó a
los prometedores y capaces físicos de esa institución evitar investigar la
relatividad general, creyéndola un callejón sin salida. Por ese entonces,
Einstein en sus años de decadencia, trabajaba en una oficina al final del
pasillo de Oppenheimer.
En
última instancia, los físicos quieren una teoría para conectarse con el mundo.
Se podría argumentar que la mecánica cuántica fue igual de rara, con sus
partículas que actúan como ondas, y las ondas, como partículas. ¿Por qué fue
tan fácilmente aceptada, frente a la relatividad general que fue tan
menospreciada? Sobre
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todo,
porque los teóricos cuánticos trabajaron de la mano con los experimentalistas.
Había un profundo pozo de datos tangibles para apoyar, aunque fuera a muy
pequeña escala, las predicciones de la mecánica cuántica sobre la naturaleza y
el comportamiento de la materia (tan raro como fuera). A finales de la década
de 1920, Paul Dirac, por ejemplo, postuló la existencia de la antimateria, y en
1932 un investigador encontró la evidencia de este nuevo tipo de partícula (tan
extraño como suena) en una cámara de burbujas de rayos cósmicos. La relatividad
general, por el contrario, para fundamentar sus principios se limitó a la
oscilación en la órbita de Mercurio y a cierta flexión en la luz de una
estrella al bordear el Sol. El notable físico, Richard Feynman, no era fan de
la relatividad general por esa misma razón. «Como carece de experimentación,
este no es un tema activo, por lo que solo algunos de los mejo res trabajan en
él…», le escribió a su esposa desde una conferencia mundial sobre la gravedad.
«Los hombres valiosos están ocupados en otras cosas».
Después
de la breve, pero original, ráfaga de trabajo del grupo de Oppenheimer en
Berkeley, el tema del colapso gravitacional no solo pasó a un segundo plano:
fue olvidado en un armario. La Segunda Guerra Mundial solo aceleró el proceso.
Desvió a muchos físicos hacia preocupaciones más importantes en ese momento: el
radar, la física nuclear, la tecnología militar. «Quienes trabajábamos en este
campo», dijo Leopold Infeld, colaborador de Einstein, «éramos vistos con recelo
por los otros físicos. El propio Einstein solía decirme: “En
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Princeton
me consideran un viejo tonto”. Esta situación se mantuvo casi invariable hasta
la muerte de Einstein».
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Capítulo
7
No
podría haber elegido un momento más emocionante para ser
físico
Fue
a mediados de la década de 1950 que el interés por la relatividad general y sus
aplicaciones al fin se restableció, luego de décadas de calma. Fue en el último
momento. El tema estaba tan moribundo que el físico holandés-estadounidense
Samuel Goudsmit, codescubridor del espín del electrón y, por entonces, editor
en jefe de Physical Review, estaba a punto de dictaminar que los artículos
sobre relatividad general ya no serían aceptados en su revista. Pero entonces,
un florido renacimiento de la relatividad general comenzó a darse en la Unión
Soviética, Europa y Estados Unidos. Ocurrió por diversas razones. Por un lado,
el comienzo de la carrera espacial y la Guerra Fría condujeron a una mayor
financiamiento, en especial en Estados Unidos; dada su experiencia en la
guerra, las ramas militares estadounidenses habían aprendido de las grandes
ventajas implícitas en el patrocinio de la investigación básica en todo tipo de
campos. La celebración mundial del cincuentenario de la relatividad especial en
1955 también congregó a muchos físicos y les permitió reconocer que la
investigación de la gravedad había sido injustamente abandonada y requería de
mayor atención. Sobreviviendo apenas en las revistas de física durante la Gran
Depresión y la guerra, el tema ganó poco a poco más relevancia. «En pocos años,
la comprensión del colapso
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gravitacional
progresó desde sus inicios incipientes para llegar a ser una compleja
disciplina», dijo el investigador Werner Israel.
Una
de las razones más inusuales para el nuevo despertar de la gravitación se puede
remontar hasta llegar a un excéntrico empresario estadounidense. Nacido en
Gloucester, Massachusetts, en 1875, Roger Babson se graduó en el Massachusetts
Institute of Technology (MIT) en ingeniería, pero fue atraído hacia el mercado
de valores durante su época de gloria, en la década de 1920, en donde aprovechó
su formación estadística en la casa de bolsa que fundó. En aquel entonces en
Wall Street era bastante novedoso tal enfoque matemático, pero el graduado del
MIT tenía mentalidad de físico. «Babson estaba fascinado con las tres leyes del
movimiento de Newton, y trató de aplicarlas directamente a sus estudios sobre
tendencias de negocios. La más importante era la tercera ley de Newton»,
escribió el historiador de la ciencia David Kaiser. Esa ley establece que para
cada acción hay una reacción igual y contraria, lo que para Babson significaba
que el elevado valor de ciertos productos y bienes de mercado, caería estrepitosamente
algún día. Poco antes de la dramática caída del mercado en 1929 envió a sus
clientes un pronóstico del inminente colapso y aseguró sus capitales, lo cual
le permitió navegar «por la Gran Depresión como uno de los ciudadanos más ricos
de Estados Unidos», señaló Kaiser. Convencido de que Newton lo había salvado de
la ruina financiera, Babson comenzó a reunir junto con su esposa una amplia
colección de publicaciones originales de Newton, y de los libros propiedad del
gran sir Isaac. La pareja incluso compró la sala principal de la casa
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de
Newton en Londres (con todo y paredes) y la colocó en un salón especial del
Babson College, la institución que fundó en los suburbios de Boston, donde
permanece en la actualidad.
Este
entusiasmo por las cosas de Newton finalmente llevó a Babson a establecer y
financiar, en 1948, la Gravity Research Foundation. Pensaba que la gravedad era
una especialidad que merecía más atención entre los físicos, y desde la
fundación subsidió generosamente conferencias acerca del tema, al establecer
lucrativos premios anuales para los mejores ensayos sobre la gravedad. A pesar
de su generoso impulso a los investigadores del tema, su verdadero objetivo era
conquistarla. Esperaba que sus fondos condujeran al desarrollo de la
«antigravedad», un mecanismo para contrarrestar su fuerza de atracción. Para
él, esto era una obsesión desde que su hermana mayor se ahogó siendo joven:
culpó a la gravedad de hundirla hasta el fondo en el agua. Si había aislantes
especiales y escudos para frenar el magnetismo, por qué no buscar aisladores
comparables para vencer a la gravedad, pensaba Babson. Cuando en 1961 el
departamento de física de la Universidad de Tufts recibió una considerable
donación de la fundación de Babson, se ganó un gran monumento de piedra en
honor a la prosecución de su objetivo. Talladas en la roca aparecen estas
palabras: «Es para recordar a los estudiantes las bendiciones por venir cuando
sea descubierto un semiaislante capaz de controlar la gravedad y su poder, y
reducir así los accidentes de avión». (Monumentos similares, cerca de una
docena en total, fueron donados por Babson a otras universidades en Nueva
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Inglaterra,
el sur y el medio oeste). «La leyenda [de Tufts] cuenta que, de vez en cuando,
algunas fraternidades se juntan para mover el monumento de dos mil libras
(907.18 kilogramos) de peso a una ubicación diferente durante la noche,
trabajando como pequeños duendes de la antigravedad», señala Kaiser.
La
piedra que la Gravity Research Foundation colocó en 1961 en el campus de la
Universidad de Tufts. (Daderot, cortesía de Wikimedia Commons).
El
premio de ensayo de la fundación fue considerado en un principio como una broma
por su enfoque inicial en la antigravedad;
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llevó
a algunos a etiquetar a quienes investigan la gravitación como «charlatanes y
locos». Pero la situación cambió cuando un joven relativista llamado Bryce
DeWitt —al tener que dar el pago inicial para una casa— presentó un ensayo en
el que cínicamente argumentaba que la búsqueda de los aparatos o aislantes de
gravedad era «una pérdida de tiempo». DeWitt expuso razones más profundas para
estudiar la gravitación y ganó el premio. Como resultado, el concurso
finalmente atrajo al tema a reconocidos físicos, y su presentación se reorientó
correctamente hacia preocupaciones más generales de la teoría relativista. (El
concurso continúa, con la participación de los teóricos más destacados de
nuestra época, entre ellos Stephen Hawking y Roger Penrose, quienes han ganado
sus respectivos premios por sus ensayos).
En
la década de 1950, el presidente de la fundación convenció a otro rico
industrial, Agnew Bahnson, para apoyar un nuevo instituto de estudios
gravitacionales en el Universidad de Carolina del Norte, el cual encabezaría
DeWitt, pionero en la investigación sobre cómo integrar la mecánica cuántica
con la relatividad general. Para separarse de los «locos» y garantizar la
legitimización de la comunidad física, los físicos del instituto declararon
abiertamente que no tenían «conexión alguna con la llamada “investigación
antigravedad”, fuera cual fuera su tipo y propósito». Meses después de su
fundación, a principios de 1957, el nuevo instituto llevó a cabo una
conferencia sobre el papel de la gravitación en la física, reunión ahora
considerada como un «hito» en el renacimiento de los estudios gravitacionales.
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«Con
la organización de conferencias, el patrocinio de los concursos anuales de
ensayo, y permitir que las personas interesadas en la gravedad puedan ganar
dinero y contagiarse con su entusiasmo, la excéntrica Gravity Research
Foundation puede reclamar, al menos, un poco de crédito por estimular el
resurgimiento del interés en la gravitación y la relatividad general en la
posguerra», dice Kaiser.
En
Estados Unidos el epicentro de este renacimiento se encontraba en la
Universidad de Princeton, donde el físico John Archibald Wheeler había decidido
reflexionar sobre el destino de las estrellas colapsadas, retomando el tema en
donde Oppenheimer lo había dejado. Fue Wheeler, trabajando tenazmente tras
bambalinas, quien logró que Goudsmit revirtiera la prohibición sobre los
artículos de relatividad general en Physical Review. Wheeler pasó la mayor
parte de su vida académica en Princeton, donde estableció un récord por el
número de graduados y estudiantes que supervisó: cerca de un centenar, entre
quienes estuvo Richard Feynman. Durante su juventud, Wheeler hizo trabajo
pionero en física nuclear, pero después realizó su mayor contribución a la
ciencia al asumir casi en solitario el tema de la relatividad general, un campo
que llevaba décadas estancado, aplicándolo al Universo en general.
Con
la experta orientación de Wheeler, el tema volvió a ver la luz: inspiró a su
pequeño ejército de estudiantes y posdoctorandos en la búsqueda de soluciones
ingeniosas que podrían ser significativas para comprender el cosmos. Como lo
expresó, deseaba usurpar a esos «¡“cojos” que nada sabían, salvo relatividad!».
Deseaba sacar la teoría de su torre de marfil y acoplarla al mundo real, para
que sus
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estudiantes
pudieran sostenerse firmemente sobre sus dos piernas. Cuando alguien le
mencionaba la palabra relativista, Wheeler respondía: «Eso no existe, son
físicos».
Las
incursiones de Wheeler en la relatividad general durante los años siguientes
fueron causa de numerosos trabajos de investigación que, junto con sus
anotaciones como profesor, se convirtieron en una serie de libros
especializados en el tema, muchos en colaboración con sus antiguos alumnos. Se
convirtió en el decano de la relatividad general en Estados Unidos. Como
Freeman Dyson señaló a su muerte en 2008: «Antes que otros, comprendió que los
agujeros negros no son solo una rara consecuencia racional de la teoría de la
gravitación de Einstein, y deben verdaderamente existir y desempeñar un papel
vital en la evolución del universo».
Nacido
en Florida en 1911, Wheeler creció por todo el país, pues su padre, un
bibliotecario, trabajó en distintos lugares. Desde la infancia mostró habilidad
para las matemáticas y aprendió cálculo en la escuela por sí mismo. También
amaba las máquinas, la electrónica y los explosivos, y estuvo a punto de perder
un dedo un día al jugar con cartuchos de dinamita en la granja familiar de
Vermont, donde pasaba las vacaciones.
En
1927 fue admitido con una beca en la Universidad Johns Hopkins, a la edad de 16
años, y Wheeler optó en primera instancia por especializarse en ingeniería.
Estaba «decidido a forjar en el mundo mi propio camino», recordaba años más
tarde: «Decir “Física” habría sido como decir “hacer cerámica”». Pero el
atractivo
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intelectual
de la física emergente —mecánica cuántica, física atómica, física nuclear— era
demasiado grande como para poder ignorarlo. «No es exagerado llamar a esta
etapa un punto de inflexión», escribió. «Atrás quedaban, abandonadas, las
clásicas ideas sobre solidez, seguridad, estabilidad y permanencia. Estaban
siendo reemplazadas por las ideas cuánticas de la incertidumbre y la
granularidad, y la dualidad de ondas y partículas; por las ideas relativistas
del espaciotiempo como agente cósmico, no solo como escenario sideral; y por
las ideas astronómicas (respaldados por la relatividad) de un universo en
expansión, no estático, y finito, no eterno. No podría haber elegido un momento
más emocionante para volverme físico».
Wheeler
atravesó por la universidad sin tomar un descanso. «Fue un vuelo sin freno», le
gustaba decir. Pasó directamente de recién ingreso a doctorado, en seis años, y
culminó en 1933, a los 21 años, con una tesis sobre la absorción y dispersión
de la luz por los átomos de helio. Obteniendo una beca posdoctoral, estuvo un
tiempo en Copenhague, lugar al cual llamaban humorísticamente «El Vaticano de
la Física». Allí tuvo oportunidad de conocer a casi todos los grandes de esa
disciplina, quienes habían viajado a la capital danesa para trabajar como
discípulos de Niels Bohr en su instituto, en física nuclear. El primer gran
remojón de Wheeler en la comunidad de la física se dio en 1939, cuando publicó
un artículo con Bohr sobre un modelo de gota líquida para un núcleo atómico,
crucial para la comprensión de la fisión nuclear y determinante para el
desarrollo de la bomba atómica. Predijeron que tanto el
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uranio-235
como el plutonio-239 eran particularmente útiles para sostener una reacción en
cadena. Dada esta experiencia, no es de sorprender que Wheeler trabajara
después en el Proyecto Manhattan y en el desarrollo de la bomba de hidrógeno.
Fue hasta más tarde que la relatividad general se volvió el amor de su vida. Y
cuando eso sucedió, dijo: «Por fin hallé mi vocación».
Wheeler
recordaba el momento exacto en que la relatividad tocó a su puerta: el 6 de
mayo de 1952, en la Universidad de Princeton, donde era miembro de la facultad
desde 1938. La hora: 5:55 p. m. Ahí fue cuando tomó un nuevo cuaderno de
investigación, de cuero negro con ribetes rojo, y escribió en la primera
página, con la fluidez azul de la tinta en su pluma, la hora y sus pensamientos
inmediatos. (Durante toda su vida profesional, prefirió usar una pluma
estilográfica a un lápiz). Justo media hora antes, anotó en su diario, el
director del departamento de física le había informado que enseñaría
relatividad. Era la primera vez que el departamen to de física ofrecía un curso
semejante. Etiquetó su libreta con el membrete «Relatividad I», y la siguieron
durante los años muchas más. «Deseaba enseñar relatividad por la sencilla razón
de que quería aprender el tema», explicó más adelante. Después de la guerra,
los campos de la física nuclear y de partículas estaban en proceso de cambio.
Como Wheeler comenta, le parecieron «encaminados hacia una compleja maraña de
piones y un sinnúmero de otras partículas, y empecé a sentir que podría haber
más oro en la mina de la relatividad general del que hasta entonces se había
descubierto». Por ejemplo, se había estado preguntando si
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el
espacio curvo, en el más pequeño de los niveles, podía servir como material de
construcción para las partículas elementales que había estado estudiando
durante tanto tiempo.
****
Fue
un movimiento audaz y, sin embargo, valió la pena. Wheeler, como novato en
relatividad, era capaz de mirar con ojos inocentes y fresco entusiasmo los
problemas que por décadas había tenido la teoría. A él no lo afectaban los
juicios del pasado, pese a mantener algunos prejuicios iniciales. Acababa de
revisar los escritos clásicos de 1939 de Oppenheimer y sus estudiantes, y le
molestaba terriblemente la idea de singularidad. ¿Podría ser realmente ese el
destino de una estrella masiva? «Buscaba una salida», dijo, «sentía que algo
nuevo debía suceder en las dimensiones más pequeñas, capaz de impedir el
colapso total… Estaba convencido de que la naturaleza aborrecía la
singularidad». Le resultaba repugnante. Su actitud cautelosa hacia Oppenheimer
también puede haber jugado cierto papel: «Parecía disfrutar colocándose bajo el
reflector, luciéndose, para decirlo sin rodeos. No trasmitía humildad o
capacidad de asombro o perplejidad… Siempre sentí que debía mantener mi guardia
en alto».
Wheeler
no solo se mostraba terco en el intento por deshacerse de la singularidad.
Intuía que una nueva física podría surgir al abordar este misterio. Nadie
entendía cómo se comportaba la gravedad a muy pequeña escala, a nivel atómico,
y esto era una razón para investigarla más. Hacia el final de su vida, el
núcleo de una estrella se comprime haciéndose más y más pequeño. ¿Qué se puede
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aprender
de esto? ¿Acaso la materia simplemente desaparece, pasando a otro espacio, a
otro tiempo? ¿O se transforma en un nuevo estado minúsculo, aún no concebido
por nuestras leyes de la física?
Por
sus antecedentes en física nuclear, Wheeler pensó en el protón. Desde afuera
parece que el campo eléctrico del protón emana desde un punto. Pero en
realidad, el protón tiene un tamaño finito. Tal vez toda la masa de una
estrella colapsaba hasta un tamaño muy, muy pequeño, a un estado de la materia
todavía desconocido. O tal vez la estrella compactada irradiaba a lo lejos su
masa y energía a medida que se contraía hacia adentro «hasta que se convierte
en cenizas, y queda demasiado débil para un colapso mayor», reflexionó Wheeler.
Por
décadas, ese había sido el mecanismo de escape más popular. Al final de su vida
útil, de alguna manera, una estrella experimenta un gran espectáculo de fuegos
artificiales, y expulsa suficiente masa para, en caso de un colapso
gravitacional total, evadir la caída en picada hasta el punto singular. Sin
embargo, para algunos astrofísicos esta idea no era «más que una superstición»,
una forma de evitar la confrontación con lo impensable.
Mediante
la enseñanza de un curso sobre relatividad general, Wheeler esperaba conocer
mejor a los enemigos y encontrar los medios adecuados para evitar el fulminante
Armagedón estelar. Había una buena razón para su esperanza: Oppenheimer y
Snyder habían establecido el caso más simple posible. Para poder hacer sus
cálculos, su estrella no rotaba; además, no entraban en juego la presión o las
ondas de choque. En pocas palabras: se trataba de
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una
estrella ideal, no una real. ¿Qué pasaría si alguna fuerza no considerada aún
intervenía para detener la singularidad?
Wheeler
pensó en todas las posibles vías de escape, y comenzó a comprobarlas
matemáticamente una por una. En cierta forma era muy parecido a Oppenheimer, le
gustaba trabajar en estrecha colaboración con sus alumnos. Así, adoptó el
método de investigación que había aprendido con Bohr: «sesiones de conversación
libres entre colegas, con más preguntas que respuestas yendo y viniendo,
[tratando] siempre de hacer hincapié en lo positivo del trabajo de mis colegas
más jóvenes, y [dando] a todos el crédito debido», según sus propias palabras.
Era muy generoso con esto. Aunque aportara más a un artículo en colaboración
con un estudiante, siempre colocaba los nombres de los autores en estricto
orden alfabético. Ese fue su precepto. Como su nombre comienza con «W», era
altamente probable que el alumno quedara como «primer autor», la posición más
honrada en la literatura científica.
Wheeler
quería que sus estudiantes fueran audaces, como él. Aunque conservador en sus
ideas políticas y siempre caballeroso en su comportamiento, nunca tuvo miedo de
sumergirse en lo más profundo cuando se trataba de la física —de probar una
serie de ideas, sin importar lo especulativo—. Fue tanto así que alguna vez
consideró escribir un libro con el título Not crazy enough [No suficientemente
loco]. Uno de sus antiguos alumnos, Robert Fuller, señala que esta apertura
mental lo colocaba en un lugar aparte como físico. Tenía la habilidad de sentir
antipatía por la
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singularidad
y, sin embargo, fascinarse al mismo tiempo por el hecho de que apareciese en
las ecuaciones. «Jugaba tanto con las ideas, siempre dispuesto a considerar el
lado contrario de cualquier cosa», dice Fuller. «Aprendió eso de su mentor,
Niels Bohr, quien siempre estaba dando vueltas diciendo: “Lo contrario a una
verdad profunda es también una verdad profunda”. Wheeler citaba esto cada vez
que podía». Y otorgó a cada hipótesis contraria su debida consideración. Así
como en 1900 Max Planck inventó el «quantum» para solucionar una posible
catástrofe termodinámica, Wheeler se preguntó si la singularidad de
Schwarzschild indicaba en dónde estaba oculto otro avance para la física
fundamental.
El
equipo de Princeton había comenzado su trabajo sobre el colapso gravitatorio
dando seguimiento, y ampliando, la investigación de Oppenheimer y su séquito,
una tarea en la que los princentonianos tenían ahora una ventaja decisiva. Una
de las primeras computadoras digitales del mundo era MANIAC (por sus siglas en
inglés: Mathematical Analyzer, Numerical Integrator, and Computer), o analista
matemático, integrador numérico y computadora. Estaba disponible en las
inmediaciones del Institute for Advanced Study, simplificando la labor de
cálculo. Uno de los primeros resultados del grupo fue presentado en una
conferencia internacional de física en Bélgica, en 1958. Wheeler y sus
estudiantes, B. Kent Harrison y Masami Wakano, pensaron que una estrella en
colapso escupiría tanta luz y materia que podría salvarse a sí misma,
asentándose en última instancia como una enana blanca o una estrella de
neutrones estables. Sí, Wheeler dijo a la
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audiencia
que, como Oppenheimer, habían observado que una estrella más masiva que dos
soles implotaría, estrujando su masa hasta una densidad extrema. Pero,
¿terminaría aislándose del Universo? No, respondió con firmeza. Para salvar a
la naturaleza de tal absurdo, de alguna manera las estrellas transformaban las
partículas elementales en su núcleo, convirtiéndolas en radiación
«electromagnética, gravitatoria, de neutrinos, o alguna combinación de los
tres… La imagen en movimiento de una gran masa [de materia nuclear]
disolviéndose a alta presión y dando lugar a los neutrinos libres, es una
escena fantástica», informó el equipo. Esto permite la liberación de la masa
suficiente para que la estrella se estabilice tal vez como sencilla estrella de
neutrones, pero no como una singularidad. Aún no había una física capaz de
explicar plenamente este mecanismo, pero tampoco la había para comprobar que
fuera incorrecto. Cómo actúa la gravedad a nivel cuántico en espacios no más
grandes que una partícula elemental, era todavía un gran misterio. Es una
condición, señaló el grupo de Princeton, «que se ubica en la frontera indómita
entre la física de partículas elementales y la relatividad general».
Oppenheimer
estaba entre el público y al final de la charla de Wheeler tomó la palabra y
manifestó cortésmente su desacuerdo. ¿Por qué contar con una nueva física que
emerge sin compromiso? «¿No sería el destino más simple para una estrella más
allá de la masa crítica», aseveró, «sufrir continuamente la contracción
gravitacional y, finalmente, aislarse cada vez más del resto del Universo?». Él
pensaba que todo el asunto había sido resuelto con
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su
artículo de 1939. Pero Wheeler no estaba convencido. «Es muy difícil creer que
el “aislamiento gravitacional” es una respuesta satisfactoria al problema»,
contestó. Como hiciera Eddington antes que él, Wheeler tenía esperanza de
encontrar la teoría que limpiaría la faz del cosmos de singularidades.
Sin
embargo, con nuevos estudios sobre este problema, Wheeler y sus estudiantes
aprendieron pronto que el colapso de una estrella masiva no sería detenido con
el camino que habían descrito. Su modelo radiactivo, simplemente no funcionó.
Determinado, Wheeler consideró el siguiente resquicio potencial de su lista.
Quizá las fuerzas electromagnéticas entraban a juego. Las fuerzas de repulsión
entre partículas de cargas eléctricas similares podrían tener la suficiente
fuerza como para detener el colapso. Pero, una vez más, sus cálculos
demostraron que la gravedad de toda esa materia colapsada sobrepasaba a tales
fuerzas electromagnéticas.
Kip
Thorne llegó en 1962 para unirse a la incesante investigación de Wheeler. Se
fue a Princeton específicamente para trabajar con él, y recuerda claramente
que, al entrar en la oficina de Wheeler fue recibido como un estimado colega,
en lugar de «un novato de posgrado» en busca de tema para su tesis. El primer
punto en la agenda de Wheeler eran los muchos aspectos no resueltos del colapso
gravitatorio, los cuales discutieron a fondo. «Salí una hora más tarde,
converso», dijo Thorne.
Los
científicos de la Unión Soviética, sobre todo Yakov Zel’dovich, llevaban la
delantera en este juego. En occidente, al menos hasta la llegada de Wheeler,
los físicos habían ignorado en buena medida los
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trabajos
sobre colapso gravitacional. «En los círculos occidentales», señaló Werner
Israel, «el trabajo de Oppenheimer y Snyder era un esqueleto olvidado en el
armario… descartado como si fuera la especulación más salvaje». Pero los
soviéticos habían abrazado sus artículos. Su presencia en la «lista de oro» de
Landau los impulsó a prestarle atención. Landau también había incluido los
resultados de Oppenheimer-Snyder en un libro de texto del que había sido
coautor, el cual era muy usado. Si una estrella era lo bastante masiva,
señalaba el libro de texto en 1951, «un cuerpo debe tender a contraerse de
forma indefinida». Los físicos soviéticos no dudaban de la sabiduría de Landau;
era tan venerado que dieron por sentado el continuo colapso gravitacional.
Como
Wheeler, Zel’dovich tenía una formación en física nuclear. Recién egresado, al
trabajar como asistente de laboratorio, hizo impresionantes investigaciones:
aprendió por su cuenta tanto química como física, lo que en sus tempranos
veintes lo ayudó a obtener un título de doctorado sin haber tenido clases
presenciales en una universidad. Luego fue miembro clave en los equipos
fabricantes de las primeras bombas soviéticas atómica y de hidrógeno. Su
conocimiento astrofísico lo ayudó en el desarrollo de las bombas. Profundamente
inmersos en un libro de Landau acerca de dinámica de gases, él y sus compañeros
de equipo, incluido Andrei Sakharov, reconocieron que «la física de las
estrellas y la de una explosión nuclear tienen mucho en común».
Cada
pionero, en el oeste y en el este, puso su propio sello en su «progenie
intelectual», como expresó Thorne. «Wheeler fue un
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visionario
carismático, inspirado», dijo Thorne. A veces proporcionaba ideas generales,
pero impulsó en mucho a sus estudiantes para que fueran investigadores
independientes, ofreciendo su asesoría si la necesitaban. Si las
investigaciones llevaban tiempo, no había problema con él.
****
Por
otro lado, «Zel’dovich era el duro jugador/entrenador de un equipo bien
integrado», explicó Thorne. Todos en el equipo exploraban juntos y eficazmente
una nueva idea, tratando de mantenerse al mismo intenso ritmo intelectual de
Zel’dovich. Con él, todos recibían su crédito. Ambos, Wheeler y Zel’dovich,
transmitieron sus diferentes estilos a la próxima generación de relativistas
generales, la cual llevó la investigación del agujero negro a su edad dorada.
Un
punto de inflexión para las dos partes se dio a mediados de la década de 1960,
cuando los físicos fueron por fin capaces de simular con éxito la implosión de
un núcleo estelar en el momento de su muerte, utilizando los mismos equipos
avanzados y las mismas técnicas matemáticas que les permitieron diseñar las
armas nucleares. Thorne recordaba cuando Wheeler, irrumpiendo aceleradamente en
una clase de relatividad, llegó un día con las noticias de los últimos
resultados de estas simulaciones, hechas en el Livermore National Laboratory,
en California, por los principales gurús del proyecto: Sterling Colgate y
Richard White. Wheeler viajaba a menudo a Livermore para llevar un control de
avances. «Cuando la masa es mayor que el máximo de dos soles para una
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estrella
de neutrones, la implosión —a pesar de su presión, reacciones nucleares, ondas
de choque, calor y radiación— produce un agujero negro. Y el nacimiento del
agujero negro era notablemente similar al altamente idealizado cálculo de
Oppenheimer y Snyder hecho casi 25 años antes», dijo Thorne. Si el núcleo
estelar era lo suficientemente pesado, nada —ninguna fuerza en el Universo—
podría impedir a la gravedad crear un agujero negro.
En
la Unión Soviética, Zel’dovich también se dio cuenta de que su saber profundo
sobre el diseño de la bomba podría aplicarse a la simulación de una estrella en
colapso. Ambos adversarios de la Guerra Fría sabían esto, pero ninguno osó
hablar con el otro acerca de su trabajo con la bomba. «Tenía muchas discusiones
con [Zel’dovich] y una vez compartí con él un coche cama en un viaje de
Varsovia a Moscú, y nunca comentamos ese tema», recordó Wheeler. «Pero, un día
Zel’dovich fue escribiendo en la pizarra una fórmula para la explosión de una
estrella. Me guiñó el ojo, y le devolví el guiño. Ambos sabíamos que su
contexto era otro». Y esos cálculos relacionados con la bomba, hechos de forma
independiente en la Unión Soviética, condujeron a la misma respuesta que en
occidente. Los agujeros negros eran inevitables.
Con
tales pruebas en la mano, Wheeler revirtió totalmente su previa opinión
negativa con respecto a las singularidades de las estrellas colapsadas por
completo. Decidido con anterioridad a deshacerse de los agujeros negros de
alguna manera, ahora se había convertido en su mayor defensor. Pero lo que al
final lo convenció iba más allá de
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sus
deliberaciones teóricas y las simulaciones en computadora. Fue crucial la nueva
forma de observar el agujero negro. Si se miraba el colapso de una estrella a
gran distancia, jamás se la vería consumirse totalmente hacia la nada. Como
consecuencia del efecto de dilatación del tiempo, solo se lograría distinguir
la superficie de la estrella «congelándose» al alcanzar su circunferencia
crítica, su horizonte de sucesos. ¿Por qué? Porque, como Einstein anticipó en
su trabajo sobre la relatividad general, el tiempo se alarga en un campo
gravitatorio, y como la estrella se pone más y más densa en su colapso, sus
fotones requieren de más y más tiempo para escapar: ellos nos permiten ver qué
está pasando. Para cuando la estrella ha quedado reducida al tamaño de su
horizonte de sucesos, necesitamos una infinita cantidad de tiempo para poder
ver alguna progresión. El tiempo se detiene en el trayecto. Es como un
proyector de películas que va cada vez más lento hasta detenerse y fijar solo
una imagen. Por eso los científicos soviéticos nombraron al objeto en colapso
«estrella congelada».
Pero
eso no significa que la estrella esté verdaderamente congelada. Dentro de su
marco de referencia (no el nuestro desde lejos), llega veloz el olvido total.
Si uno fuera mágicamente transferido a la estrella, y cayera hacia el interior
con el colapso, pasaría justo a través del horizonte sin dudar. Los dos
distintos marcos referenciales muestran diferentes resultados porque,
simplemente, no comparten el mismo espacio y tiempo. «No se puede apreciar lo
difícil que fue para la mente humana comprender cómo ambos
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puntos
de vista podían ser verdaderos al mismo tiempo», le dijo a Kip Thorne el físico
ruso Evgeny Lifshitz.
Pero
en 1958, David Finkelstein, que entonces era un joven físico poco conocido del
Stevens Institute of Technology de Nueva Jersey, desarrolló un nuevo marco de
referencia para integrar ambos puntos de vista. Si se quiere, una nueva
perspectiva. Permitió a los físicos imaginar cómo una estrella en colapso
aparece ante nuestros muy lejanos ojos como congelada, y aun así implota
completamente desde el punto de partida del agujero negro. Anteriormente ya el
físico del plasma, Martin Kruskal, había llegado a una conclusión similar. A
mediados de la década de 1950 se había unido a un pequeño grupo de colegas de
Princeton que querían aprender la relatividad general de manera autodidacta, y
durante ese tiempo desarrolló un marco referencial aún más amplio, demostrado
después por Finkelstein. Cuando Wheeler no mostró interés en la nueva
derivación, Kruskal la dejó de lado. Sin embargo, un par de años más tarde,
Wheeler cayó en cuenta de que su indiferencia había sido una grave equivocación
y escribió un documento sobre esas coordenadas, con el nombre de Kruskal (para
sorpresa de este). Fue publicado en 1960.
Al
final, tanto Finkelstein como Kruskal facilitaron a los teóricos la
visualización —de una sola vez— de cada extraño efecto relativista en ambos
puntos de partida: el de nuestra estratégica posición terrestre y el del
horizonte de sucesos en un agujero negro lejano. Eso hizo a la física mucho más
comprensible para el equipo de Wheeler. Además, rompió con el estancamiento
para abordar
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problemas
relativistas que se creían imposibles de resolver. «El campo de la gravitación
fue entonces dominado casi completamente por la teoría de Newton», señala el
historiador Jean Eisenstaedt, «y la interpretación de Kruskal cayó como una
bomba en el aletargado poblado relativista».
En
1962, Charles Misner, entonces en Princeton y trabajando con Wheeler, reclutó
al estudiante universitario David Beckedorff para apropiarse de las nuevas
herramientas matemáticas y, esencialmente, rehacer el trabajo de Oppenheimer y
Snyder como tesis de licenciatura. Según Misner, el tratado de Beckedorff fue
la primera descripción del espacio circundante a una estrella en implosión y
demuestra cómo la materia atraviesa el horizonte de eventos al precipitarse
hacia el interior. «Incluso si se enviase una nave espacial suicida a la
velocidad de la luz para intentar alcanzar a la estrella en colapso nunca lo
lograría», explica Misner. Habría que ir más rápido que la velocidad de la luz.
Esta imagen no aparecía en el documento de Oppenheimer-Snyder. La solución de
Beckedorff, bajo la dirección de Misner, introdujo una manera totalmente nueva
de mirar el agujero negro.
Antes,
los físicos relativistas y los que trabajaban en el colapso gravitacional solo
estaban interesados en la materia estelar: ¿qué le estaba pasando a la materia
estelar?, ¿qué es lo que queda al final? «Se ha ido», dice Misner. «Lo que
queda es el agujero negro. Anteriormente la gente se centraba en el destino de
la estrella, pero ahora estábamos viendo que algo se había formado. Está
todavía ahí y puede seguir actuando. No es solo el cementerio de la estrella».
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Esto
fue también un punto de inflexión para Wheeler. La nueva perspectiva le
permitió, y también a otros, reconocer al agujero negro como un objeto real,
aunque su masa esté escondida detrás del horizonte de sucesos.
Y
sobre el término horizonte de sucesos —o de eventos—, fue el físico Wolfgang
Rindler, en 1956, cuando estaba trabajando en la Universidad de Cornell, quien
lo utilizó por primera vez. Solo que en esa ocasión lo estaba aplicando a los
modelos cosmológicos del Universo. Podemos ver los sucesos solo desde un lado
del horizonte de eventos; en el otro lado, dijo Rindler, quedan «para siempre
fuera de [nuestros] posibles poderes de observación». En el caso cosmológico,
los objetos celestes en nuestro Universo en expansión han volado más allá de
las fronteras del universo visible. En ese punto lejano, sus ondas luminosas
nunca podrán alcanzarnos si el Universo continúa. Resultó que esta era también
la definición perfecta para describir el punto sin retorno de Schwarzschild.
Una vez que un objeto está dentro del horizonte de sucesos, no se le puede
volver a ver desde el exterior. Así, a principios de la década de 1960, los
astrofísicos comenzaron a usar también el término al hablar del límite exterior
de una estrella gravitacionalmente colapsada.
****
Entusiasmados
por sus éxitos, los físicos en la Unión Soviética, Estados Unidos, Gran Bretaña
y Europa continental comenzaron a examinar con más detalle las características
de un agujero negro. Observaron todas y cada una de las propiedades que podría
tener.
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Por
ejemplo, ¿qué ocurre con los campos magnéticos de la estrella en colapso
mientras emerge el horizonte de sucesos? Se separaban de la estrella moribunda
y reventaban como ligas al extenderlas. Desde el exterior, el solitario agujero
negro terminaba sin campo magnético.
¿Qué
pasa si se deforma la estrella colapsada? Nada en la naturaleza es perfecto;
tal vez bastaría un pequeño abultamiento o protuberancia en una estrella para
detener su colapso. En este punto, las simulaciones tenían generalmente una
estrella perfectamente esférica, lo que tal vez causaba falsamente el colapso
de la estrella virtual, como los cálculos de la computadora hasta un punto
exacto. Por un tiempo, pareció que esto sería la salvación de la física en lo
referente a prevención de la formación de singularidades. En 1961 dos rusos,
Evgeny Lifshitz e Isaak Khalatnikov, parecían haber demostrado que las
irregularidades marcaban la diferencia. En sus simulaciones comenzaron a
trabajar con una estrella abultada, irregular, y encontraron que algunas partes
colapsarían más rápido que otras, pues experimentaban un rebote en su núcleo y
evitaban así la formación de una singularidad. Incluso, llegaron a concluir que
las singularidades nunca pueden generarse en un universo real. Pero resultó que
este no era el caso. Después de varios años hallaron un error de cálculo y,
luego de corregirlo, aseveraron exactamente lo contrario. No importa cómo se ve
en principio la materia estelar, el colapso no se detiene y el producto final
—el horizonte del agujero negro— tiende a ser uniforme.
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Caso
por caso, los relativistas llegaron a una conclusión innegable. No importa cómo
se ve una estrella antes de su colapso gravitatorio, todas sus características
distintivas se desvanecen, y atrás quedan solo tres piezas de información. Las
únicas propiedades que prevalecen son la masa de la estrella anterior, su
rotación y su carga eléctrica (aunque esta probablemente se neutralizará al
atraer cargas iguales y opuestas del entorno). Como le gustaba decir a John
Wheeler: «un agujero negro no tiene cabello», ninguna característica que lo
haga distinguirse de cualquier otro agujero negro. «No hay forma de saber,
desde afuera, si un agujero negro ha sido creado por neutrinos, electrones y
protones o viejos pianos de cola». O si había sido amarillo, arrugado o
salpicado de lunares. Un agujero negro es un agujero negro es un agujero negro.
Cada característica distintiva de una estrella desaparece detrás de su
inescrutable horizonte de sucesos. Para nada debe pensarse en el objeto
gravitacionalmente colapsado como una estrella congelada. Debe concebirse como
una burbuja de jabón —como un campo gravitacional puro—, siendo sus únicas
propiedades masa, momento angular y carga eléctrica. La singularidad en sí
jamás podrá ser vista, embozada para siempre detrás del horizonte de sucesos.
Que
un objeto tan cósmico pueda ser tan básico —descrito con apenas tres números—
dejó a todos estupefactos. Significaba que cada agujero negro es una entidad
tan elemental como un electrón o un cuark. Aquí estaban la belleza y la
sencillez de las que Chandrasekhar había hablado en su conferencia del Premio
Nobel.
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Ejércitos
estudiantiles trabajaron por años en todos los matices de estos problemas para
concretar todas y cada una de las características de un agujero negro. Después
de todo, siempre existía la posibilidad de que surgiera algo capaz de impedir
su formación. Pero nada apareció. «La materia nuclear se vierte torrencialmente
hacia el interior en todas las direcciones, como mil cataratas del Niágara
precipitándose desde sus dimensiones [estelares] originales hasta magnitudes
cada vez menores», escribió Wheeler en 1968. «En menos de una décima de
segundo… el colapso termina, y poco o nada se ve después».
Roger
Penrose ya había proporcionado argumentos de largo alcance para respaldar la
afirmación de Wheeler. Penrose era miembro de un influyente grupo de
investigadores británicos que habían estado desarrollando una brillante serie
de herramientas topológicas y geométricas para responder a las preguntas clave
de la física de los agujeros negros. Formado en las matemáticas, no en la
física, Penrose comenzó a interesarse por las singularidades relativistas
después de escuchar la conferencia de Finkelstein en Londres, a finales de
1950. «Cuando regresé a Cambridge, y sabiendo muy poco acerca de la relatividad
general», dijo Penrose, «empecé a tratar de demostrar que las singularidades
eran inevitables. Me pareció que tal vez esta era una característica general».
Sin embargo, al mismo tiempo se le hizo un poco «ridícula y misteriosa», como
señaló. Luego de trabajar intermitentemente en el tema durante los años
siguientes, por fin publicó un teorema en Physical Review Letters, en 1965, que
algunos han descrito como: «el avance más influyente
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en
relatividad general en los cincuenta años pasados desde que Einstein fundó la
teoría». Cuatro años antes de que Lifshitz y Khalatnikov descubrieran el error
en sus cálculos, Penrose demostró, en menos de tres páginas, que el colapso
gravitatorio total y las singularidades van de la mano. Le tomó tiempo
convencer a todos porque usó un enfoque matemático con el que no están
familiarizados la mayoría de los físicos. Pero el resultado final fue
inequívoco: no podía darse un colapso gravitatorio total sin una singularidad
al final. «Las desviaciones de la simetría esférica», informó Penrose, «no
pueden impedir que las singularidades espacio-temporales surjan». (Esto,
siempre y cuando no se tome en cuenta la mecánica cuántica, que los teóricos
del agujero negro aún no estaban considerando; más sobre esto en capítulo 12).
Wheeler
lo sabía, y lo sabía Penrose —y la física actual todavía lo sostiene—: con masa
suficiente, el colapso total es ineludible. «El núcleo, como el gato de
Cheshire, desaparece ante la vista. Uno deja atrás solo su sonrisa; el otro,
solo su atracción gravitatoria», dijo Wheeler. Todo lo que sabemos acerca de la
fuerza y la estabilidad de la materia contra la fuerza inflexible de la
gravedad conduce hacia ese inevitable final. La masa desaparece de nuestra
vista, solo su atracción gravitatoria permanece detrás para afectarnos.
Wheeler
trató de explicar la locura del concepto. Al acelerarse la colapsada materia,
sugirió, su densidad se elevará cada vez más rápido hasta que, en menos de un
segundo, llegará al infinito. «Con esta predicción de una densidad infinita»,
escribió Wheeler, «la teoría clásica ha llegado al final del camino. Una
predicción infinita,
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no
es predicción. Algo ha salido mal… El infinito es señal de que un efecto físico
importante no ha sido considerado».
Faltaba
algo. Wheeler señaló que era probable que las respuestas llegasen con la
exitosa fusión de la relatividad general y la teoría cuántica. Hoy llamamos
teoría de súper cuerdas o gravedad cuántica de bucles, a los últimos intentos
por integrar el macrocosmos gobernado por la gravedad con el microcosmos
controlado por las fuerzas cuánticas. Físicos teóricos dedicados a la gravedad
cuántica no tienen aún una solución definitiva, pero están seguros de que algo
sucede en el interior del agujero negro, que los efectos cuánticos evitan ahí
la formación de una singularidad.
A
principios de la década de 1970, se mantenía una última pesquisa para evitar la
creación de un agujero negro: pulsaciones. En simulaciones por computadora, los
investigadores vieron que un hoyo negro también puede vibrar —en cierto sentido
vibra como campana si está perturbado—. ¿Podrían volverse inestables estas
pulsaciones y, extrayendo energía del agujero, fortalecerse continuamente hasta
desgarrarlo violentamente? La respuesta final fue un inequívoco no. La energía
extra simplemente se irradia lejos del agujero en forma de ondas gravitatorias,
curvaturas en el tejido del espacio-tiempo. El agujero negro se mantiene
intacto.
Hacer
frente a este tipo de problemas relativistas era una elección valiente, si no
es que impensada, para un destacado estudiante de física de esa época. Pocos
creían que una estrella hubiese sufrido cualquier tipo de colapso. Thorne
recordaba haber sido advertido en la década de 1960 de que la relatividad
general tenía «poca
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relevancia
para el Universo real… Uno debe buscar en otra parte retos interesantes para la
física». Afortunadamente ignoró a esos escépticos. Aquellos prejuiciosos pronto
aprendieron que la relatividad general era crucialmente necesaria en
astrofísica… ¡y mucho! Eso era porque mientras Wheeler, Zel’dovich, y otros
bregaban con la teoría de los objetos gravitacionales colapsados y el
resurgimiento de la relatividad general, la astronomía vivía su propia
revolución paralela. Los observadores comenzaron a registrar entonces una serie
de radiaciones celestes diferentes a la luz visible y llegaron a inesperados
descubrimientos que reclamaban una explicación.
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Capítulo
8
Era
el más extraño espectro que jamás hubiera visto
Para
el siglo XX, una nueva astronomía surgió en un lugar muy poco común: entre las
plantaciones de papa de la región central de Nueva Jersey. En la década de
1930, Karl Jansky instaló un receptor de radio único cerca de la población
rural de Holmdel y, al hacerlo, se convirtió en la primera persona en arrebatar
a la astronomía de su dependencia del espectro óptico, más allá de la estrecha
zona de radiación electromagnética visible para el ojo humano. Su primer paso,
provisional, condujo en última instancia hacia una nueva y luminosa era de la
astronomía, la que se desarrolla en la actualidad. Pero como suele suceder en
la historia de la astronomía, Jansky comenzó sus investigaciones por una razón
totalmente diferente.
En
1928, a los 22 años de edad, recién salido de la universidad con un título en
física y un contrato en los laboratorios Bell, fue asignado para investigar la
electricidad estática de las ondas de radio, pues desde hacía tiempo esta
interrumpía las comunicaciones radio-telefónicas trasatlánticas. Para rastrear
estas fuentes armó una antena orientable y de largo alcance —una larga red de
tubos de latón unidos a un marco de madera, con motor, sobre las ruedas de un
Ford Modelo-T, y colocada en una pista de hormigón—. En el laboratorio lo
llamaban «El carrusel de Jansky».
Configurando
su antena cerca de la estación de Bell, en Holmdel, Jansky aprendió rápido que
las tormentas eran una causa
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importante
de los perturbadores clics y pops que intervenían una llamada radiofónica. Pero
había un silbido aún más débil, que también se percibía constantemente. Después
de un año de trabajo detectivesco, a principios de 1933 estableció al fin que
la incómoda estática de 20 MHz (frecuencia entre las bandas AM y FM de Estados
Unidos) no se originaba en la atmósfera de la Tierra o el Sol o desde cualquier
lugar en nuestro sistema solar. Para su sorpresa, provenía de la dirección de
la constelación de Sagitario, donde está el centro de nuestra galaxia, la Vía
Láctea. Jansky llamó a la señal su «ruido estelar». Aludía a procesos en el
núcleo galáctico a unos 27 mil años luz de distancia, no revelados por los
rayos de luz visible emanados de esa región. Porque a diferencia de la luz
visible, las ondas de radio pueden atravesar el gas y el polvo celeste, como
una señal de radar al cruzar la niebla.
El
inesperado descubrimiento de Jansky fue noticia de primera plana en The New
York Times, el 5 de mayo de 1933; en ella se aseguraba a los lectores que las
ondas de radio galácticas no eran «resultado de algún tipo de inteligencia
esforzándose por lograr una comunicación intergaláctica». Diez días después, en
su Red Azul, la cadena comercial NBC transmitió la señal a su audiencia en
Estados Unidos. Un reportero comentó que «sonaba como el vapor que escapa de un
radiador».
En
1935 Jansky especuló que la estática cósmica llegaba desde el gran número de
estrellas en esa región o desde «algún tipo de agitación térmica de partículas
cargadas», lo cual era más cercano a la verdad. Años después los astrónomos
confirmaron que el ruido
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era
emitido por violentas corrientes de electrones que giraban en los campos
magnéticos de nuestra galaxia. Así como una corriente eléctrica libera ondas de
energía radial por el aire, al oscilar hacia atrás y hacia adelante en una
antena de transmisión terrestre, estas partículas energéticas emiten
frecuencias de radio hacia el cosmos, cuyas longitudes de onda son mucho más
extensas que la luz visible. Y fue Jansky el primero en detectarlas. Él fue el
primer espía de la Tierra en el Universo.
Sin
embargo, pese a la publicidad internacional pocos astrónomos apreciaron la
oreja que Jansky prestaba al cosmos. La mayoría estaba más cómoda con sus
lentes y espejos que con equipos de radio. «El mundo de decibelios y receptores
superheterodinos… estaba demasiado lejos de las órbitas de estrellas binarias y
la evolución estelar como para establecer una conexión», explica el historiador
de la ciencia Woodruff Sullivan. Y los Laboratorios Bell no le dieron
seguimiento, pues la astronomía no era su negocio. La compañía puso a trabajar
a Jansky en asuntos más comerciales. Pero hubo una persona a quien sí inspiró
la innovación del empleado de los laboratorios Bell. Un ingeniero de radio de
Illinois y ávido radioaficionado: Grote Reber. Colocó en su patio trasero un
enorme plato de acero —una antena de esa forma de 30 pies (9.14 metros) de
ancho—, lo cual ampliaba el trabajo de Jansky. Demostró que las ondas de radio
celestes eran más intensas a lo largo de la Vía Láctea. En 1940 envió sus
resultados a Astrophysical Journal, fue el primer artículo sobre
radioastronomía recibido por esta revista. Solo la intervención de un
visionario editor evitó su
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rechazo.
Cuatro años más tarde, Reber realizó el primer mapa «radio celeste». Junto a un
pronunciado pico en el centro de la Vía Láctea, hubo otros, secundarios, en las
direcciones de las constelaciones de Cygnus y Casiopea.
Entonces,
la Segunda Guerra Mundial intervino para retrasar cualquier progreso; pero
cuando terminó, el campo de la radioastronomía despegó. De hecho, la guerra fue
una de las razones. Mientras desarrollaban radares durante el conflicto,
decenas de jóvenes físicos e ingenieros en Europa, Australia y Estados Unidos
se habían introducido en el esotérico arte de la ciencia de la radio. Después,
dos pioneros se mostraron ansiosos por aplicar sus nuevas habilidades y dar
seguimiento a los esfuerzos en radioastronomía. Querían localizar a esos
objetos celestes transmisores de tan extrañas señales de radio. Para esta
vanguardia, el tema de la radio celeste era una página en blanco en espera de
ser llenada. Lo que vino a continuación ha sido descrito como «la era con más
acontecimientos en la historia de la astronomía desde la época de Galileo».
Los
radiotelescopios comenzaron a aparecer en todo el mundo, e Inglaterra y
Australia dominaron al principio el terreno y hallaron restos nebulosos de
antiguas supernovas que emitían fuertes sonidos de radio. Cygnus A, uno de los
objetos más «brillantes» en el radio cielo, resultó ser una galaxia de aspecto
extraño localizada aproximadamente a 600 millones de años luz de distancia. En
el resto del cosmos no se encontraron «radiogalaxias» similares. Mediante el
desarrollo de técnicas para combinar las señales de
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radiotelescopios
separados por una milla o más —que integrados actuaban como un enorme
telescopio terrestre— se obtuvo una resolución suficiente para ver que las
señales de radio de estas peculiares galaxias emanaban desde lóbulos
gigantescos de gas, sobresalientes como alas de avión y a cientos de miles de
años luz de la galaxia. ¿Cómo podían originarse?
La
solución implicaba pensar el Universo de una forma totalmente nueva. Ya no era
solo estrellas y galaxias que flotaban en el espacio, sino también partículas,
como los electrones en competencia dentro de los campos electromagnéticos que
llenan el espacio interestelar e intergaláctico. Eran estos los que liberaban
las ondas de radio al girar en espiral alrededor del campo magnético. En 1958,
el astrofísico Geoffrey Burbidge imaginó que esos lóbulos gigantes que rodean
las radiogalaxias retienen una energía cinética y magnética equiparable a la
conversión en energía pura de la materia de 10 millones de soles, de acuerdo
con E = mc2. Los telescopios ópticos habían estado ciegos ante esta actividad,
haciendo creer por siglos a los astrónomos que el Universo era sereno. Pero al
acercarse a regiones más amplias del espectro, los astrónomos supieron que algo
grande estaba pasando en el espacio lejano, algo que las fuentes de energía
tradicionales no podían explicar. El Universo estaba repleto de acción.
La
energía química, como la de la dinamita, era demasiado débil; hasta la energía
nuclear parecía incierta. «La eficiencia del combustible nuclear para la
conversión masa-energía es más o menos del uno por ciento», estimó Kip Thorne
alguna vez.
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Dos
lóbulos de radio gigantes, cada uno con una extensión de cien mil
años
luz, encajonan a la gigantesca galaxia elíptica Fornax A (al centro), a cerca
de 60 millones de años luz de la Tierra. (Cortesía de NRAO/AUI y J. M. Uson).
Esto
significa que una galaxia activa necesitaría mil millones de masas solares de
combustible nuclear para energizar sus lóbulos radio emisores. Es posible, pero
no probable. La energía de la
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antimateria
también se consideró brevemente, pero se le descartó como posible fuente.
Simplemente no parecía que el Universo albergara suficiente antimateria.
El
misterio fue haciéndose cada vez más extraño. A finales de la década de 1950,
Estados Unidos construyó sus propios observatorios con lo último en tecnología,
sorprendido y estimulado por estos descubrimientos y deseando no quedarse
fuera. Uno de ellos, un complejo situado en el valle de Owens, en California, y
dirigido por Caltech, fue capaz de reducir la localización de una fuente de
radio nombrada 3C 48, por ser el cuadragésimo octavo objeto en el Tercer
Catálogo de Cambridge de Radio-fuentes. El astrónomo Allan Sandage pronto
utilizó el gran telescopio Hale, de 200 pulgadas (508 centímetros), ubicado en
la cima del monte Palomar, en California, para ver qué objeto visible podría
estar situado en esa posición. Después de una exposición de 90 minutos, esperaba
observar otra galaxia dentro de la constelación de Triangulum, pero en su lugar
encontró un punto de luz, una verdadera sorpresa. Para el ojo humano, era color
amarillo… e inusualmente brillante en esa región ultravioleta del espectro. Al
principio, todos asumieron que era una estrella en nuestra propia galaxia, lo
que la volvió la primera radio estrella observada. Pero había un problema:
«Tomé un espectro…», dijo Sandage, «y fue el más extraño que hubiera visto
hasta entonces».
Durante
los siguientes dos años, se descubrió un puñado de objetos similares. A primera
vista parecían ser estrellas desvaneciéndose dentro de la Vía Láctea, como 3C
48. Pero una vez más, luego de
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observar
más de cerca las ondas de luz que emanaban de ellas, los astrónomos ópticos
encontraron que sus espectros tenían características distintas a las de las
estrellas contempladas hasta entonces. No había en ellos algún elemento químico
conocido. ¿Podría haber allá afuera, en el cosmos, elementos químicos aún por
descubrir? Era como andar por una conocida carretera de cuota y encontrar de
pronto que todas las señales de circulación estaban escritas en un lenguaje
extraño. Los astrónomos ni siquiera pudieron encontrar pruebas de la presencia
de hidrógeno —el componente principal de todas las estrellas—. Sin embargo,
continuaron suponiendo que eran estrellas: así se veían a través de un
telescopio óptico. Pero, vacilaron por una vez: si ese extraño objeto era una
galaxia lejana, era «totalmente ridículo» suponer que cien mil millones de
estrellas pudieran sincronizar con tanta rapidez el encendido y apagado de su
brillo. En febrero de 1963, finalmente, quedó desenmascarada la identidad de
estos radiofaros.
El
día 5 de ese mes, a los 33 años de edad, Maarten Schmidt, que había llegado
unos años antes a Caltech desde los Países Bajos, estaba sentado en su
escritorio intentando escribir para la revista británica, Nature, un artículo
sobre la radio estrella 3C 273. Los
radioastrónomos
australianos habían usado medidas extraordinarias para observarla: talaron
árboles y colocaron un pesado radio plato más allá de sus límites de seguridad
para identificar mejor la posición de esta radio estrella atrapada bajo el
horizonte. Con las mejores coordenadas, Schmidt fue capaz de utilizar el
telescopio de Palomar para encontrar la estrella de la luz
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visible
y obtener un espectro óptico. Con el espectro extendido ante sus ojos, pudo al
fin reconocer un patrón familiar en las líneas espectrales; lo había eludido
durante semanas. Se asemejaba a las longitudes de onda específicas de la luz
emitida por un simple hidrógeno al energizarse, ¡pero estaban en el sitio
equivocado! Por eso la aparente ausencia de hidrógeno. Sus líneas
características estaban allí, pero muuuucho más allá, hacia el extremo rojo del
espectro. Esto significaba que este objeto con forma de estrella se aleja de
nosotros a enorme velocidad. Así como va disminuyendo velozmente el tono de la
sirena de una ambulancia al alejarse, una onda de luz se extiende a longitudes
más largas (se vuelve «más roja») cuando su origen retrocede: una especie de
efecto Doppler. En consecuencia, este «desplazamiento hacia el rojo» permite a
los astrónomos medir qué tan rápido se mueve un objeto celeste y a qué
distancia.
De
esta forma, Schmidt comprendió rápidamente lo que significaba el deslizamiento
al rojo. Resultó que 3C 273 no era una rara estrella dentro de la Vía Láctea,
sino un objeto extraño a unos dos mil millones de años luz de distancia (una de
las distancias cósmicas más lejanas registradas hasta ese momento). Aceleraba
por el espacio a casi 30 mil millas (48 mil kilómetros) por segundo, impulsada
hacia el exterior por la también veloz expansión del Universo. Schmidt sabía
que solo una fuente increíblemente brillante podría ser visible a una distancia
tan grande; pensó que 3C 273 irradiaba la potencia de billones de estrellas, y
sospechó que se trataba del núcleo resplandeciente, y muy perturbado, de una
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galaxia
distante. Aparecía ante nuestros ojos como estrella porque estaba muy lejos.
Con
esta revelación, todo se acomodó. Los desconcertantes espectros de otras
radioestrellas fueron descifrados de inmediato. Los astrónomos californianos
pronto llamaron a estos azules cúmulos extragalácticos Fuente de Radio
Cuasi-Estelar (QSRS, por sus siglas en inglés) u Objetos Cuasi-Estelares (QSO,
siglas en inglés). Al poco tiempo se les llamó simplemente cuásares, un término
despreciado inicialmente por los astrónomos de la vieja escuela. No fue asumido
sino hasta 1970, cuando Chandrasekhar, entonces editor en jefe de The
Astrophysical Journal, permitió su uso oficial después de ser convencido por
Schmidt de que el nombre ya no podía ser ignorado. «Hasta ahora, The
Astrophysical Journal no ha reconocido el término “cuásar”», escribió Chandra
en una nota al pie en uno de los artículos de Schmidt, «y lamenta tener que
hacer ahora esa concesión».
Hoy
en día, se considera al cuásar 3C 273 relativamente cercano a nosotros, como
suelen estar los cuásares. Su distancia es poca comparada con la de hallazgos
posteriores. Durante las últimas cinco décadas los astrónomos han identificado
cuásares a una distancia de unos 13 mil millones de años luz, lo cual significa
que brillaban y estaban activos menos de mil millones de años después del Big
Bang. El hecho de que los observadores terrestres sean capaces de ver estos
cuásares a través de la inmensidad del Universo significa que estos objetos son
los habitantes más poderosos del cosmos.
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El
primer cuásar conocido, 3C 273, como lo registró la Cámara
Planetaria
y de Gran Angular 2 del telescopio espacial Hubble. Las difracciones demuestran
que el cuásar es verdaderamente un punto originario de luz, como una estrella
y, por lo tanto, muy denso. (Cortesía de NASA/Space Telescope Science
Institute).
¿Pero
cuál podría ser la fuente de una energía tan monstruosa? Eso se preguntaba todo
el mundo cuando se descubrieron los cuásares.
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«Lo
insultante no era que irradiaran tal cantidad de energía», dijo Schmidt, «sino
que esta energía estaba, probablemente, a una distancia de no más de una semana
luz». Los astrónomos concluyeron esto al ver a los cuásares atenuar y encender
su brillo en cuestión de semanas o días. En el caso de 3C 273, revisaron las
viejas placas fotográficas del objeto magnitud XIII (aproximadamente 400 mil
veces más débil que la estrella Sirio), remontándose unos 70 años atrás. En una
imagen se le veía primero débil, y más brillante en otra de un mes más tarde.
Tales fluctuaciones, relativamente rápidas, significaban que la fuente de
alimentación del cuásar era pequeña, tal vez menor al diámetro de nuestro
sistema solar. Se concluyó esto porque los rápidos cambios en la luminosidad de
un objeto mucho más grande se perderían en el ruido. Sin embargo, desde una
región tan cósmicamente pequeña se liberaba la energía de miles de millones de
soles. Aprovechar solo por un segundo ese transformador cósmico permitiría dar
energía al mundo durante un trillón de años. ¿Cuál era el proceso capaz de
generar ese nivel de energías?
De
pronto, cualquier idea fue tomada en cuenta sin importar cuán descabellada
pareciera. «El descubrimiento de los cuásares», indicó Schmidt, tenía «un
profundo impacto en la actitud de quienes practicaban la astronomía. Antes de
la década de 1960, había mucho autoritarismo en ese campo. Las nuevas ideas
expresadas en las reuniones eran juzgadas por los astrónomos de renombre, y
rechazadas sin miramientos… [Pero ahora] una nueva actitud… ha
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evolucionado
y hasta las ideas astronómicas más extravagantes [son] tomadas en serio».
Fred
Hoyle y William Fowler, por ejemplo, se atrevieron a reabrir el tema de la
relatividad general, ignorado por tanto tiempo. Un mes antes de que Schmidt
publicara un artículo sobre 3C 273 en Nature, Hoyle y Fowler publicaron el suyo
en esa misma revista, y señalaron a la gravedad como posible motor cósmico, en
este caso para las muchas radiogalaxias activas en las cercanías. Supusieron
que en sus núcleos se habían llegado a acumular hasta cien millones de masas
solares, haciéndolas comportarse como una estrella gigante. Una contracción
repentina de esta masa «al límite de la relatividad», es decir, un catastrófico
colapso gravitatorio, provocaría la liberación de las inmensas energías de
estas galaxias. Esto amplió una idea publicada por primera vez dos años antes,
por el físico soviético Vitaly L. Ginzburg, quien había estudiado con Landau.
El
descubrimiento de Schmidt de los cuásares, junto con Hoyle y la intrigante
teoría de Fowler, repercutió velozmente en todas las comunidades de física y
astronomía. Un grupo de reconocidos relativistas organizó de inmediato una
conferencia especial para congregar astrónomos, científicos interesados y
físicos y discutir miles de preguntas sobre los cuásares que todos podrían
tener en mente. Entre los patrocinadores estuvieron la NASA (National
Aeronautics and Space Administration), la Marina y la Fuerza Aérea de Estados
Unidos. (Algunos militares estaban interesados en la corta pero entusiasta
oleada que provocó, en algunos sectores, el apasionamiento de Roger Babson al
plantear que el estudio de la
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relatividad
general podría conducir a dispositivos anti gravitatorios). «Desde hace más de
10 años», decía la invitación a la conferencia, «la naturaleza de radio fuentes
extragalácticas, ha sido uno de los problemas más fascinantes de la astronomía
moderna… [La enorme] necesidad de energía ha dirigido hasta ahora casi todas
las explicaciones y teorías sobre este tipo de eventos extraordinarios… Es
evidente que los aspectos multifacéticos y fundamentales del colapso
gravitacional hacen que sea imprescindible congregar expertos de muchos campos
para una discusión a fondo».
J.
Robert Oppenheimer estaba entre los invitados. Parecía que su artículo de 1939,
olvidado por casi un cuarto de siglo, finalmente iba a conseguir su día de sol.
El mundo científico estaba impresionado. «Estoy ansioso por verlos en la
conferencia de Dallas», escribió Penrose a Wheeler. «El tema es sin duda de lo
más intrigante y desconcertante».
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Capítulo
9
¿Por
qué no lo llama agujero negro?
El
simposio quizá jamás habría tenido lugar de no haber sido por los fuertes
martinis en medio del insípido y muy caluroso verano texano. El reconocido
matemático Ivor Robinson acababa de llegar a Dallas; se había mudado a
comienzos de 1963 para encabezar el grupo relativista de nueva formación en el
Southwest Center for Advanced Studies (que más tarde se convirtió en la
Universidad de Texas, Dallas), y estaba muy aburrido. Como planteó un
observador: suspiraba con una gran añoranza: hablar «con las personas que
pudieran reconocer… un bivector nulo cuando lo vieran». Así, en el largo fin de
semana del 4 de julio de ese año invitó a varios amigos a visitarlo en su nuevo
entorno, ahora tan lejos de sus abrevaderos en el campo de la relatividad
general.
Mientras
el 6 de julio todos se abanicaban perezosamente, sentados alrededor de una
piscina suburbana de Dallas y con bebidas en mano, el director científico del
Centro, el físico Lauriston Marshall, sugirió que una pequeña conferencia, tal
vez con unos 25 participantes, podría ser justo lo necesario para colocar al
nuevo instituto en el mapa. «Darle a la vida un poco de sabor», dijo Robinson,
y los relativistas Alfred Schild y Engelbert Schücking, visitante de la
Universidad de Texas en Austin, aplaudieron la idea.
En
los días siguientes, los tres se pusieron a reflexionar sobre temas
potenciales, y a Schücking se le ocurrió mencionar los recién descubiertos
cuásares. «Nadie sabe exactamente qué son», señaló.
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«¿Por
qué no hacemos una conferencia sobre el tema?». Todos estuvieron de acuerdo,
pero reconocieron que algo tan importante requería de una plataforma mucho
mayor que la prevista inicialmente. Así, la idea original de llevar a cabo un
taller pequeño fue «texanizada… [y convertida en] una gran celebración en
Dallas», como lo expresó Schücking. El dinero de Dallas, procedente de los
fondos de la ciudad para ayudar a la construcción de una Princeton en Texas,
fue «particularmente valioso», agregó Schücking, «pues podría invertirse en
licor; mientras que el proveniente de Austin, también en el estado de la
estrella solitaria, podría utilizarse para gastos más sobrios».
¿Pero
cómo nombrar a la conferencia? Ahí estaba ese pequeño grupo de relativistas
organizando una conferencia sobre un tema, sobre todo, astronómico. «Hemos
arreglado eso», dijo Schücking. Y él, Schild y Robinson dieron nombre a un
campo teórico totalmente nuevo. Acordaron que el título de la conferencia
sería: «Simposio de Texas sobre Astrofísica Relativista», e invitaron a quienes
podrían estar relacionados con esta fresca disciplina. «La relatividad era la
bella durmiente, y el príncipe cuásar la despertó», señaló el historiador de la
ciencia alemán, Jürgen Renn. Fue entonces cuando muchos físicos renombrados
aprendieron por primera vez que la relatividad general podía ser relevante para
el mundo de la física.
La
reunión tuvo lugar en diciembre de 1963, justo antes de las vacaciones
navideñas, en un hotel en el centro de Dallas, a pocas cuadras de la calle
donde el presidente John F. Kennedy había sido
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asesinado
tres semanas antes. A los organizadores del evento se les había presionado para
cancelarla por la tragedia, pero optaron por mantener el rumbo. El gobernador
de Texas, John Connally, también herido en ese terrible episodio, con el brazo
enyesado dio la bienvenida a los conferenciantes durante el discurso de
apertura.
Asistieron
300 científicos de todo el mundo, y Oppenheimer presidió la primera sesión.
Schücking recordó cómo, a minutos de que comenzara esta sesión, «nos pidió
sincronizar nuestros relojes. Era como si fuéramos a tener otro Alamogordo».
También estaba presente el hijo de Karl Schwarzschild, Martin, quien había
crecido hasta convertirse en astrónomo de la Universidad de Princeton. Todos
estos relativistas, astrónomos y astrofísicos sintieron la palpable emoción en
el ambiente. Como dijo un participante: «Muchos de los asistentes sentían que
[estaban] en una oportunidad histórica, en la que se presentaban nuevas ideas
de enorme importancia capaces de influir profundamente en todo el futuro
pensamiento de ese campo».
Fue
la gran convergencia. Por fin la relatividad general y la astrofísica se
estaban vinculando directamente. Para entonces, los astrónomos habían
identificado nueve cuásares. ¿Por fin se habían observado los objetos
gravitacionalmente colapsados de Oppenheimer?, como sugirió ingeniosamente
Thomas Gold, astrofísico de la Universidad de Cornell, durante una charla
después de la cena, los relativistas eran ahora algo más que «¡magníficos
adornos culturales; en realidad pueden ser útiles para la ciencia! Todo el
mundo está contento: los relativistas, porque se
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sienten
apreciados, y son repentinamente expertos en un campo que apenas sabían que
existía; los astrofísicos, por haber ampliado su dominio, su imperio, con la
anexión de otro tema —la relatividad general—… Así que, esperemos todos estar
en lo correcto. Qué penoso sería si tuviéramos que desacreditar a los
relativistas de nuevo».
La
invitación a la conferencia esbozaba una agenda clara y concisa. «Entre los
problemas planteados están los siguientes», decía el aviso:
1.
Los astrónomos observaron algunos objetos inusuales relacionados con fuentes de
radio. ¿Son escombros de una implosión gravitatoria?
2.
¿A través de qué mecanismo la energía gravitacional se transforma en ondas de
radio?
3.
¿Lleva el colapso gravitacional… a la contracción indefinida y a una
singularidad en el espacio-tiempo?
4.
En caso afirmativo, ¿cómo debemos modificar nuestras suposiciones teóricas para
lograr evitar esta catástrofe?
Esta
última afirmación fue particularmente interesante. Sugiere que los físicos
todavía esperaban poder barrer la espantosa singularidad y esconderla debajo de
la alfombra. A pesar del trabajo de Oppenheimer y Snyder, Wheeler y Zel’dovich,
el colapso gravitacional era todavía algo difícil de digerir. Algunos de los
asistentes ni siquiera sabían que existía esa posibilidad estelar
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hasta
que fueron a la conferencia. Fue la primera vez que escucharon hablar de ella.
En
la mente de todos había una pregunta fundamental: ¿cuál era la fuente
energética para que esos objetos generaran tales emisiones ópticas y de radio?
El objeto 3C 273 emitía la energía de un billón de soles. ¿Cuánto tiempo
llevaba sucediendo esto? ¿Cuánto duraría? Los científicos ya sabían que las
reacciones nucleares resultaban ineficaces para producir un flujo de energía
continuo como ese. Esa era la razón por la que la atención estaba centrada en
la gravedad —en el colapso gravitatorio, para ser exactos—. A medida que la
materia acelera su caída hacia el agujero negro, libera una inmensa energía,
mucho mayor que la generada en caso de que esa materia hubiera sido combustible
nuclear.
En
la primera conferencia matutina, Fred Hoyle y William Fowler discutieron su
idea de un cuerpo gigante de materia contraída. En su zona exterior miles de
cavidades de materia condensada, cada una equivalente a un centenar de masas
solares, pasan por la combustión nuclear, y no durante miles de millones de
años —como nuestro Sol—, sino velozmente, como en un «zumbido», en cuestión de
una semana. Al mismo tiempo, en la región más profunda de este gigantesco
cuerpo material, la contracción continúa. Una «superestrella» que pesa unos
cien millones de masas solares, o más, emite una tremenda explosión energética
al reducirse catastróficamente hasta un punto. En primer lugar, ¿cómo pudo
generar se semejante fenómeno? «Por el momento», escribieron Hoyle y Fowler en
sus publicaciones, «ignoramos cómo puede
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formarse
un objeto así —la evidencia observacional parece apoyar fuertemente la teoría
de la existencia de objetos masivos y, por lo tanto, es razonable investigar
sus propiedades sin más preámbulos; pero, según el caso, nos hacemos los
ciegos, sordos e indiferentes ante el análisis implícito, escrito u oral—».
Hoyle y Fowler sugirieron que una especie de «campo antigravedad» (algo que,
por supuesto, no se ve en la física) evita a la superestrella colapsar
totalmente hasta la singularidad; empujando hacia afuera —escribieron—, lo que
le permite recuperarse y liberar la radiación observada. Estas oscilaciones se
mantendrían, pero cediendo lentamente con el tiempo hasta la completa
contracción del objeto y su desaparición detrás de su horizonte de sucesos. Maarten
Schmidt tenía razón: los astrónomos habían entrado en una era en la que, como
dijera el notable músico Cole Porter, «todo vale».
****
Algunos
mantenían abierta la posibilidad de que el extremadamente intenso campo
gravitatorio de esta superestrella colapsada —sin ondas luminosas siendo
estiradas al máximo a través de grandes distancias por un Universo en
expansión— generaba el significativo desplazamiento hacia el rojo de los
cuásares. Esto significaba que el cuásar podría ser masivo y pequeño a la vez,
y estar relativamente cerca. Pero pronto se estableció que no podía ser así: de
serlo, los movimientos de las estrellas en la Vía Láctea, cercanas a ese objeto
tan masivo, se alterarían en buena medida por la fuerte atracción de su campo
gravitatorio. Estas desviaciones no se observaron en nuestro vecindario
galáctico. Según algunos cálculos, si 3C 273
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fuera
una estrella galáctica como estas, no podría estar a más de un tercio de un año
luz de distancia de nosotros, prácticamente dentro de nuestro Sistema Solar, lo
cual habría afectado los movimientos planetarios. Y si una estrella así se
estuviera alejando de nosotros a 30 mil millas (48 mil kilómetros) por segundo,
nuestra galaxia no podría asirla gravitacionalmente por mucho tiempo.
También
se consideraron otros mecanismos. ¿El fenómeno cuásar se daba cuando la materia
y la antimateria se aniquilaban entre sí en el centro de la galaxia? Cuando un
fragmento de materia se encuentra con su contraparte de antimateria, el par se
elimina entre sí, dejando atrás un estallido de radiación pura. ¿Pero cómo
habían podido mantenerse separados por tanto tiempo dos materiales tan
dispares?
Los
participantes en la conferencia discutieron estos temas apasionadamente, uno
tras otro. ¿Podría ser que un cuásar fuera un conjunto masivo de supernovas que
estallan a la vez? En realidad, no. Para producir este tipo de energía se
habría necesitado un centenar de millones de supernovas explotando al mismo
tiempo. ¿Por qué (y cómo) podrían tantas estrellas explotar simultáneamente?
Además, cada millón, o más, de estrellas debería entrar dentro de un volumen
con un ancho de pocos años luz. ¿Eso es siquiera posible?
Un
colapso gravitacional singular y repentino, del tipo que Hoyle y Fowler
discutieron, también presentaba problemas. El físico Freeman Dyson hizo
hincapié en este punto. Un colapso generaría gran cantidad de energía, señaló,
pero solo por poco tiempo, un día
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como
máximo. Sin embargo, los cuásares brillan y continúan brillando y así siguen.
El colapso gravitacional es muy rápido, pero los cuásares resplandecen
intensamente por un millón de años o más.
Los
físicos soviéticos Yakov Zel’dovich e Igor Novikov no tardarían en señalar que
grandes energías pueden ser liberadas mientras el polvo y el gas cercanos son
arrastrados hacia un objeto masivo colapsado, rodeándolo. La materia circulante
irradia y brilla por muchos años mientras se mueve en espiral hacia su
interior, dijeron, hasta llegar finalmente al punto sin retorno y desaparecer
atrás de la cortina del horizonte de eventos. Pero este planteamiento no surgió
en las sesiones abiertas de la conferencia. (A los soviéticos no se les
autorizó viajar a Texas). Al final, no destacó un solo modelo durante la última
sesión de la conferencia. En lugar de surgir una nueva física para explicar la
energía del cuásar, muchos se mantuvieron con los procesos astrofísicos
comunes, como las nubes de gas precipitándose al centro de un cúmulo estelar.
La energía se obtendría a medida que el gas se iba sumergiendo hacia el núcleo
galáctico, explotando, posiblemente, a consecuencia de los choques y las
colisiones en el camino.
Se
necesitarían varios años con toda variedad de hipótesis, extrañas y mundanas,
para que la idea se asentase —ganando lo extraño—. En la actualidad se acepta,
generalmente, que la fuente energética de un cuásar es un agujero negro
supermasivo, que arroja energía al alimentarse de un disco de acreción de
materia que gira alrededor de él, tal y como habían conjeturado previamente
Zel’dovich y
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Novikov,
y el físico Edwin Salpeter de la Universidad de Cornell, en 1964. (Más
información sobre este proceso en el capítulo 11).
****
Hoy
en día, el Primer Simposio de Texas también es recordado por una breve plática
en la que se anunció un gran avance en la física de los agujeros negros. La dio
un prometedor relativista de nombre Roy Kerr, pero en ese momento los
astrofísicos en el público apenas se percataron. La presentación de Kerr ni
siquiera se mencionó al final de la conferencia, cuando tres participantes
presentaron un resumen de los aspectos más relevantes de la reunión. Pero como
se verá, finalmente se enmendó este error.
Si
bien la década de 1960 fue una época de cambios para la astronomía; con el
descubrimiento de los cuásares, también lo fue para la relatividad que estaba a
punto de entrar en su edad de oro. Durante décadas, comentó el físico, George
Gamow, la relatividad general se mantuvo «majestuosamente aislada, un Taj Mahal
de la ciencia, con poco o nada que ver con el rápido desarrollo de otras ramas
de la física». Pero con los avances en la instrumentación, algunos impulsados
por las necesidades de la Segunda Guerra Mundial, los físicos experimentales
comenzaron a comprobar de nuevo las predicciones de Einstein con exquisita
precisión. Más aún, también hicieron nuevos experimentos. «Una nueva y muy
capaz generación joven ha entrado a escena», escribió Wheeler a un colega del
MIT. «La mejora en las técnicas experimentales y una nueva agresividad por
parte de los experimentadores han quitado al
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tema
la vieja camisa de fuerza de las tradicionales… pruebas de relatividad
general».
En
1960, por ejemplo, Robert Pound y Glen Rebka finalmen te midieron el
«desplazamiento al rojo de la gravedad», otro de los efectos pronosticados por
Einstein mucho tiempo antes, pero muy difícil de comprobar por la gran
precisión requerida para ello. Cuatro décadas llevó la espera, pero la tercera
predicción de Einstein acerca del comportamiento de la gravedad (las otras son
la curvatura de la luz y el desplazamiento orbital) fue finalmente demostrada.
En pocas palabras, una onda de luz se extenderá (se alargará y, por tanto, será
«más roja») en la medida que se aleje de un fuerte campo gravitatorio. Pound y
Rebka calcularon este efecto en el campus de la Universidad de Harvard, al
dirigir rayos gamma, expulsados por átomos radiactivos, contra una torre de
varios pisos de altura en el edificio de física. Para cuando la radiación había
viajado unos 74 pies (22 metros) hacia la cima, los rayos gamma se habían
alargado tan solo un poco, en una cantidad coincidente con la expectativa de
Einstein.
Es
por el corrimiento al rojo que los relojes son más lentos en la Tierra que en
el espacio. Se puede pensar en las ondas de luz como resortes —serpentinas que
se estiran mientras elevan la fuerza gravitacional de la Tierra—. Y mientras
más largas sean estas ondas, su frecuencia —el número de ondas por segundo— se
reduce. Si la frecuencia de esos rayos gamma se usara como reloj, el «tic tac
de ese reloj» se frenaría debido al campo gravitacional de la Tierra. No nos
daríamos cuenta de este cambio, pues los átomos de
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nuestro
cuerpo también se moverían más lento. Reconocemos el efecto solo por
comparación. Un reloj que flota libremente en el espacio no siente el efecto de
la gravedad y, así, va comparativamente más rápido. Los relojes de alta
estabilidad a bordo de los satélites del GPS (sistema de posicionamiento
global, por sus siglas en inglés), muy por encima de la Tierra, corren un poco
más rápido. Como resultado, correcciones periódicas de relatividad general
deben programarse para garantizar la correcta navegación de nuestros coches,
barcos y aviones en la Tierra (quizá, esta es la primera vez en que necesitamos
la ayuda de la relatividad general de forma cotidiana).
Cuánto
se demora un reloj depende de la fuerza del campo gravitatorio. Si una persona
lograra sobrevivir milagrosamente en la superficie de una estrella de
neutrones, en donde la fuerza de gravedad es un billón de veces más grande que
en la Tierra, envejecería notablemente más lento que una persona en terra
firma. Por cada década en la Tierra, el neutroniano experimentaría unos ocho
años.
¿Qué
hay con los astrónomos que hablan de un colapso gravitatorio y los
investigadores que, una vez más, comprueban las predicciones de Einstein? Es
como si el campo de la relatividad general fuera despertando de un profundo
sueño. Los teóricos también han renovado su interés.
Para
todos en ese entonces, el mayor obstáculo era describir una verdadera estrella.
Hasta este punto, todo el trabajo en torno de los «objetos gravitacionalmente
colapsados» había comenzado con una
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bola
de materia completamente inmóvil. Solo así los científicos, como los de los
grupos en Princeton y la Unión Soviética, podían resolver las ecuaciones. Pero
eran simulaciones irreales.
Las
estrellas giran. En el cielo, cada estrella rota. Por lo tanto, aún existía la
posibilidad de evitar un colapso estelar si se tomaba en cuenta la rotación.
Muchos pensaban en esto. Continuaron creyendo que la famosa «singularidad» era
imaginaria, un simple recurso en el camino para resolver las ecuaciones de
Einstein en el caso especial del colapso simétrico de una estrella inmóvil. El
colapso total al «volumen cero» parecía aún demasiado fantástico. Pero para
demostrar esto, los relativistas necesitaban solucionar su mayor problema sin
resolver: la creación de ecuaciones de relatividad general para el caso de una
estrella giratoria. Era el santo grial de ese campo. La solución eludió a los
teóricos durante décadas. Hasta que Roy Kerr, un físico y matemático
neozelandés, la atajó.
****
Justo
después de la Segunda Guerra Mundial, Kerr completó sus estudios de
licenciatura y maestría en lo que hoy es la Universidad de Canterbury, en Nueva
Zelanda, en una época en que la biblioteca «era tan mala que sus modernos
libros de física hablaban sobre la teoría del éter», recordaba. Kerr se
interesó en la relatividad general después de trasladarse a la Universidad de
Cambridge, Inglaterra, para hacer su doctorado, cuyo tema de tesis fue cómo se
mueven las partículas bajo las reglas de aquella, como dos estrellas cercanas
entre sí que orbitan una alrededor de la otra.
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A
comienzos de la década de 1960 los relativistas tenían nuevos bríos gracias a
la introducción de originales enfoques matemáticos de geometría diferencial
para solucionar las ecuaciones de Einstein en torno a su tema, lo que amplió el
trabajo en física. El novedoso método generó grandes expectativas entre ellos y
levantó su moral de los suelos. Kerr quedó atrapado en este fervor y comenzó a
trabajar en algunas de sus propias soluciones; continuó en ellas mientras, en
1962, conseguía un puesto en la Universidad de Texas, en Austin, en donde se
estaba fundando un Center for Relativity.
Era
difícil para Kerr. Y después de unos meses de trabajo un colega en Austin le
mostró un artículo que iba a ser publicado, el cual indicaba que casi no era
posible encontrar soluciones para el problema en el cual estaba trabajando.
Pero al hojearlo se dio cuenta de un error en una de las ecuaciones, indicativo
de la falsedad de las conclusiones. «Las siguientes semanas fueron un fuerte
cóctel de adrenalina, ensimismamiento, y el humo de setenta cigarrillos por
día», narró el físico Fulvio Melia, biógrafo de Kerr. Kerr redujo el problema a
un conjunto de ecuaciones diferenciales de «cuarto orden», acorde con los
resultados de otro equipo de relativistas, Ivor Robinson y Andrzej Trautman.
Mientras estos intentaban calcular los casos más generales, Kerr se decidió por
una estrategia diferente. Excluyó cualquier resultado ajeno al mundo de la
física. «Deseaba encontrar una solución capaz de representar algo que se
encontrara en el universo», dijo. Se deshizo de términos viciados aprovechando
ciertas correspondencias, movimiento que para algunos fue poco elegante. Lo más
importante:
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eligió
un sistema de coordenadas axialmente simétrico. En otras palabras, con
potencial para manejar una rotación.
Kerr
supo que estaba acercándose cuando su solución correspondió con la Ley de la
Gravitación de Newton, en caso de que un observador estuviera lejos de la
fuente de gravedad. Pero desde ese punto de vista, la rotación no era evidente.
Al día siguiente en su oficina, con su jefe Alfred Schild sentado en un viejo
sillón, expectante, el joven matemático se sentó con lápiz y papel en su
escritorio para verificar que el objeto colocado en su espacio-tiempo virtual
tuviera realmente momento angular. Después de media hora fumando un cigarro
tras otro mientras calculaba, se volvió hacia su acompañante y declaro:
«Alfred, está girando». Más que eso, el objeto giratorio estaba arrastrando al
espacio-tiempo con él, como la masa de un pastel circula en el recipiente en
torno de las aspas de una batidora.
Conocido
como «arrastre de marco», era esto un efecto relativista que dos físicos
austriacos, Josef Lense y Hans Thirring, predijeron por primera vez en 1918
luego de usar métodos de aproximación. Kerr por fin tenía toda la solución.
Schild estaba eufórico con el resultado. «Atravesando la nube de humo de su
pipa», informó Melia, «[Schild] corrió a la mesa y miró por encima del hombro
de Kerr los escritos en la mesa». Inmediatamente reconoció que Kerr había
encontrado por fin la ruta para rehacer las ecuaciones de Einstein y poder
manejar la rotación. «No recuerdo cómo celebramos», recordaba Kerr años más
tarde, «pero ¡lo hicimos!».
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En
la jerga de los relativistas generales, Kerr había ideado una nueva «métrica»
para describir el espacio-tiempo en torno de un objeto masivo que gira. Había
conquistado el monte Everest de los problemas de relatividad general. La
magnitud de este logro fue colosal, tanto que recibió rápidamente la oferta
para una plaza universitaria de profesor titular. Era la calidad, y no la
cantidad, lo que había conducido a este resultado. Su trabajo final se publicó
en 1963 en Physical Review Letters, al mes de haberlo presentado a la revista:
con página y media de extensión. Schild estaba tan excitado por el logro de
Kerr que quería que la universidad bañara la torre del campus con un festivo
tono naranja, como hacía siempre que su equipo de fútbol ganaba un juego. (No
sucedió).
Todo
esto ocurrió justo en la época en que se estaba planeando el simposio de Texas.
Al enterarse de que los organizadores del simposio estaban programando a otra
persona para hablar de su solución en una de las sesiones, Kerr se aseguró de
ser quien tomara el podio (aunque quizá lamentaría esta decisión). «Cayó como
un balde de agua fría», recuerda ahora. En los pocos meses entre su publicación
y el congreso, había adaptado su enfoque para manejar un objeto colapsado a una
esfera de Schwarzschild. Como los cuásares eran el principal centro de atención
del encuentro quiso mostrar cómo su solución podría «explicar las grandes
energías emitidas por fuentes cuasi-estelares en términos del colapso
gravitacional de grandes masas». La rotación hace la diferencia, dijo a la
audiencia.
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Pero
los astrónomos presentes no apreciaron el logro del relativista. Apenas
escucharon mientras Kerr dio su charla de 10 minutos. Muchos se salieron del
auditorio para tomar un descanso; otros, dormitaron en sus sillas; unos más lo
ignoraron por completo y se pusieron a hablar entre sí. Los astrónomos no
creían que las métricas del espacio-tiempo o las superficies de Schwarzschild
tuvieran algo que ver con los cuásares.
Sin
embargo, la audiencia relativista estaba muy concentrada. Cuando terminó la
exposición, Achilles Papapetrou, un notable relativista griego, se puso de pie
y declaró que Kerr había llegado a la solución de la rotación que él y otros
habían estado tratando de encontrar por unas tres décadas. Agitó el puño y
regañó a la audiencia por no escuchar. Y en la más grande de las ironías, los
astrónomos presentes… bostezaron. En ese diciembre les entregó en bandeja de
plata el primer modelo de lo que luego fue definido como agujero negro en
rotación. Si los inteligentes astrofísicos en la reunión hubieran escuchado y
dado el salto, habrían encontrado un poco antes otra posible fuente energética
de los cuásares, el tema que los tenía entusiasmados, la razón real para ese
congreso: descubrir la energía de rotación de un agujero negro.
El
giro de un agujero negro es una de las claves de su fuerza. Pensemos en un
patinador sobre hielo con los brazos extendidos, que luego los atrae hacia su
tronco para girar más y más rápido. Es, simplemente, el resultado de conservar
el momento angular: al disminuir la anchura de un objeto en rotación, aumenta
su espín. Una gran estrella giratoria que de repente colapsa hasta un pequeño
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agujero
negro lleva esto al extremo; el hoyo negro termina girando a velocidades
gigantescas. Así, Kerr no tardó en reconocer que el agujero negro desarrolla
dos superficies. El límite interior está en el horizonte de sucesos estándar,
cualquier materia o la luz que lo atraviese ya no podrá salir. Pero hay un
límite exterior, esférico pero aplanado, de modo que toca los polos del hoyo.
Cualquier luz o materia que penetra la zona entre ambos límites es impulsada a
girar a gran velocidad, y si queda colocada en el lugar preciso… tiene
oportunidad de huir. La vía de escape es a través de las líneas de campo
magnético que guían a la materia directamente hacia afuera del agujero negro
por los polos norte y sur.
Para
ser justos, Kerr no ofreció estos detalles en el simposio de Texas. No pensó en
la región entre los dos límites. Ni siquiera había definido correctamente estas
dos superficies, por su prisa en obtener un resultado antes de que empezara la
reunión. Pero era un comienzo. Y en 1969, Roger Penrose demostró plenamente
cómo esta peculiar zona entre los límites interior y exterior de un agujero
negro, a la cual llamaron ergósfera, puede actuar como un amplificador de
energía. «Erg» se deriva de la palabra griega para el trabajo o la energía, y
eso es exactamente lo que la ergósfera brinda. Penrose demostró cómo cualquier
materia y luz que entren en este ámbito especial y luego escapen, en realidad
ganan energía — mucha— por la veloz rotación del hoyo negro. Aquí, el perdedor
es el agujero negro, cuyo giro se reduce un poco por el proceso de la
ergósfera.
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Pero
había otro desenlace para la solución de Kerr. Para los más firmes opositores
del colapso gravitacional, la rotación siempre había sido una última esperanza,
la potencial salvadora de una estrella ante el olvido total. Pero demostró no
ser así. Aunque la rotación añade a un agujero negro nuevas e interesantes
propiedades, en absoluto impide su formación. Por otra parte, otros científicos
—entre ellos Stephen Hawking, Brandon Carter y David Robinson— probaron
posteriormente que la solución de Kerr lleva al único agujero negro posible.
Chandrasekhar consideró ese descubrimiento como «la experiencia más
conmovedora» de su vida científica, la constatación de que la solución de Kerr
«ofrece la totalmente exacta representación de un número incalculable de agujeros
negros masivos, pobladores del universo… que un descubrimiento motivado por la
búsqueda de lo matemáticamente bello debe encontrar su exacta réplica en la
naturaleza».
Hacia
la segunda mitad de la década de 1960, los escritores de ciencia ficción
estaban alertas sobre este nuevo chico del barrio celeste. En el episodio
«Mañana es ayer», que originalmente se emitió el 26 de enero de 1967, durante
la primera temporada de Star Trek, la nave espacial Enterprise se encuentra con
una «estrella negra» invisible cuya inmensa fuerza de atracción gravitatoria
atrae peligrosamente a la nave.
A
los objetos gravitacionalmente colapsados también se les llamaba comúnmente
«estrellas oscuras», estrellas congeladas y «collapsars». La expresión que
todos conocemos y amamos —agujero negro— no se hizo oficial sino hasta finales
de 1967.
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Las
dos superficies de un agujero negro en rotación: el horizonte de sucesos, del
que nada puede escapar una vez dentro, y la ergósfera, región exterior de la
que es posible extraer energía. (Messer Woland, cortesía de Wikimedia Commons).
Por
supuesto, el término agujero negro ha tenido una oscura y notoria reputación.
En junio de 1756, en las orillas del río Hooghly en Calcuta, India, en la
guarnición británica de Fort William, 144 hombres y dos mujeres británicos
fueron hechos prisioneros por las tropas del nawab de Bengala, Siraj ud-Daulah.
Según un historiador, los hombres de Siraj encerraron al menos a 64 de estos
prisioneros por una noche en una celda minúscula y agobiante conocida como
«agujero negro». Pocos más de 20, según los
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informes,
sobrevivieron al sofocante calor nocturno. Desde este hecho inhumano, las
palabras agujero negro han hecho referencia a un lugar de confinamiento, una
celda cerrada, en la que se prevé que una vez adentro, jamás se podrá salir.
Wheeler
contó en repetidas ocasiones que él utilizó por primera vez el término en el
otoño de 1967, en una conferencia organizada por la NASA para el Goddard
Institute for Space Studies en la ciudad de Nueva York, poco después del
descubrimiento del radio pulsar. ¿Las misteriosas emisiones provenían de
estrellas gigantes rojas, enanas blancas, estrellas de neutrones? Según él,
dijo a los astrónomos presentes que podrían ser sus «objetos gravitacionalmente
colapsados». «Bueno, después de utilizar esa frase cuatro o cinco veces,
alguien del público comentó: “¿Por qué no lo llama agujero negro?”. Y lo
adopté», añadió.
Pero
si bien los pulsares fueron descubiertos en 1967, su existencia fue un secreto
bien guardado hasta 1968: el anuncio se dio hasta febrero de este año, cuando
el artículo sobre su descubrimiento fue finalmente publicado en la revista
Nature. La conferencia en el Instituto Goddard tuvo lugar hasta mayo. Tal vez
Wheeler se confundió creyendo que tuvo lugar en 1967. Hubo un encuentro sobre
supernovas en el Goddard en noviembre de 1967, pero el nombre de Wheeler no
figura en las actas de registro. Lo indiscutible es que Wheeler utilizó la
frase durante una charla después de la cena de la reunión anual de la
Association for the Advancement of Science (AAAS, sus siglas en inglés), el 29
de diciembre de 1967 en la ciudad de Nueva York. Luego volvió a
175
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usarlo,
impreso, en un artículo basado en esa charla, titulado «Our Universe: The Known
and the Unknown» [nuestro Universo: lo conocido y lo desconocido]. Fue
publicado en la revista American Scientist en 1968. A partir de este momento, a
Wheeler se le atribuye tradicionalmente el origen del término agujero negro.
Sin
embargo, hay evidencia de que surgió mucho antes. Por un lado, fue un modismo
ligero durante el congreso de 1963 en Texas, cuatro años antes de la adopción
por parte de Wheeler. El editor científico de ese entonces para la revista
Life, Albert Rosenfeld, utilizó la expresión agujero negro en un artículo sobre
los recién descubiertos cuásares. Al informar sobre la conferencia de Texas,
hizo notar cómo Fred Hoyle y William Fowler habían sugerido que el colapso
gravitacional de una estrella podría explicar la energía del cuásar. «El
colapso gravitacional tendría como resultado la formación en el universo de un
“agujero negro” invisible», escribió Rosenfeld. Hoy él asegura que no inventó
el término, pero lo escuchó en la reunión, pese a no recordar la fuente.
¿Podría Hoyle haberlo usado durante su disertación? Más de una década antes, el
astrofísico británico había apodado irónicamente a la teoría explosiva del
origen del universo con el nombre «Big Bang». ¿Había usado una vez más su
talento para los alusivos apodos astrofísicos? ¿O serían los jóvenes
estudiantes de licenciatura y posgrado quienes, en broma, utilizaron el término
en los pasillos de la conferencia?
La
frase volvió a escucharse una semana después, en una reunión de la AAAS en
Cleveland. Ann Ewing, de Science News Letter,
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informó
que los astrónomos y los físicos en la conferencia habían estado sugiriendo que
«el espacio puede estar salpicado de “agujeros negros”». Quien usó el término
ahí era el físico Hong-Yee Chiu, del Instituto Goddard, quien había organizado
la sesión que Ewing cubrió como reportera, y también había asistido al simposio
texano. Chiu había creado el término cuásar, ¿estaba presentando al público
otro término entretenido? No, fue la respuesta de Chiu: lo tomó de quien pudo
haber acuñado la frase desde el principio.
Entre
1959 y 1961, Chiu fue miembro del Institute for Advanced Study de Princeton, y
durante ese tiempo un físico ahí, Robert Dicke, científico experimental y
teórico en el campo de la gravitación, habló en un coloquio y mencionó que la
relatividad general predice el colapso completo de ciertas estrellas y crea un
entorno en el que la gravedad es tan fuerte que ninguna luz o materia pueden
escapar. «Ante el asombrado público, agregó bromeando que era como el “agujero
negro de Calcuta”», recuerda Chiu. Un par de años después, cuando comenzaba a
trabajar en el Instituto Goddard, oyó casualmente a Dicke utilizar la frase
nuevamente durante un ciclo de conferencias. De esta manera, Dicke pudo haber
lanzado el término a la atmósfera científica. Era una de sus frases favoritas,
pues solía usarla en familia en un contexto completamente diferente. Sus hijos
lo recuerdan exclamando «¡Agujero negro de Calcuta!», cada vez que en casa algo
parecía haber desaparecido.
Mas,
si Wheeler estaba al tanto de esos usos anteriores de la frase, ¿lo podría
haber influido el poema «Música de las esferas», de A. M.
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Sullivan,
inspirado en el trabajo de William Herschel, astrónomo del siglo XVIII? The New
York Times lo había publicado el 26 de agosto de 1967, meses antes de la charla
de Wheeler en la reunión de la AAAS en esa ciudad.
Cuando
el inmenso ojo de Herschel Excavaba los cielos
Cercanos
al Cinturón de Orión
Tembló
aterrado
En
el agujero negro del caos1.
Más
allá de quién haya inspirado la frase, Wheeler aún merece gran parte del
crédito por hacerla parte del léxico científico. Teniendo en cuenta su estatus
en el campo, su decisión de adoptar el apelativo otorgó a este un peso
específico, dando permiso a la comunidad científica para abrazarlo sin
abochornarse. «Simplemente comenzó a utilizar el término como si no hubiera
existido antes otra forma de nombrar su objeto, como si todo mundo supiera que
ese era el nombre correcto», señaló su antiguo alumno Kip Thorne.
La
estrategia de Wheeler funcionó espléndidamente. Para su charla de 1967 en Nueva
York, la expresión se estaba usando cada vez más en la prensa y en la
literatura científica, aunque durante un tiempo se escribió «agujero negro»:
era tan exótica la idea que necesitaban mantenerla a distancia, colocándola
entre comillas.
1
When the long eye of Herschel Burrowed the heavens
Near
the belt of Orion He trembled in awe
At
the black hole of Chaos.
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Algunos,
como Richard Feynman, pensaron que era obscena. «Me acusó de perverso», dijo
Wheeler. Pero Wheeler se había sentido atraído por otros términos físicos, como
cuerpo negro: un cuerpo ideal capaz de absorber toda la radiación que cae sobre
él, siendo también el perfecto emisor. Un agujero negro hace lo primero, pero
no lo último. Nada emite… nada de nada… Nada. Al observar lo solo vemos un
oscuro vacío. «Por ende, agujero negro parece el nombre ideal», concluyó
Wheeler. Hasta encajaba con la física del momento. La singularidad, con su
densidad infinita, había estado literalmente cavando un agujero —un pozo sin
fondo— en el flexible tejido del espacio-tiempo. Además, como si se tratara de
algún karma cósmico, el nombre también rinde homenaje a quién comenzó todo este
asunto: Karl Schwarzschild. En alemán, schwarz significa «negro».
«El
advenimiento de la expresión agujero negro en 1967 fue trivial en lo que a
terminología se refiere, pero poderoso a nivel psicológico», aclaró Wheeler.
«Después de su introducción, más y más astrónomos y astrofísicos apreciaron que
los agujeros negros tal vez no eran un producto imaginario, sino objetos
astronómicos en cuya búsqueda valía la pena invertir tiempo y dinero». El hoyo
negro había alcanzado al fin su momento estelar. Su intrigante nombre le
proporcionó la personalidad seductora que antes le era ajena.
Hasta
Chandrasekhar retomó el tema, pensando que ahora era seguro volver al juego sin
hacer el ridículo. Había estado ausente durante casi 40 años, desde su infame
trifulca con Arthur
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Eddington.
Y a mediados de la década de 1970, los agujeros negros ya no eran los objetos
estáticos que Chandra encontró por primera vez. Ahora eran dinámicos,
rotatorias entidades cósmicas. Después de engullir una gran porción de materia,
el horizonte de sucesos de un agujero negro puede agitarse, entrechocar y
girar. En los ocho años que le tomó regresar al tema, Chandra escribió uno de
los libros más definitivos sobre él: The Mathematical Theory of Black Holes, en
el que integró claramente las diversas técnicas necesarias para estudiar el
comportamiento de un agujero negro. Sigue siendo un clásico de la física.
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Capítulo
10
Potro
de tortura medieval
Los
estudios sobre agujeros negros prosperaron bajo la tutela de Wheeler,
Zel’dovich, Thorne y otros. En este punto, todas sus extrañas propiedades
fueron identificadas y examinadas a fondo por los teóricos. Los astrofísicos se
contagiaron de la «fiebre del agujero negro», y la infección se extendió
rápidamente. «Hay un proverbio chino. Hace 10 años, el río fluía hacia el este,
y 10 años más tarde, el río fluye hacia el oeste. Las cosas cambian de forma
inesperada. De repente, los agujeros negros se convirtieron en el tema más
buscado por todos», dice ahora Hong-Yee Chiu, quien alguna vez fue etiquetado
como «desquiciado» por defender la existencia de las estrellas de neutrones y
los agujeros negros.
En
1969, la revista Fortune, difusora de tendencias comerciales y científicas, se
dio cuenta de «una notable migración de… científicos y estudiantes
universitarios a los campos de astronomía, astrofísica, cosmología, relatividad
e investigación». Y la relatividad general estaba creciendo con mayor rapidez
que casi cualquier otra área. Por entonces se habían establecido centros de
especialización en física relativista en Moscú, París, las universidades de
Siracusa y Maryland, Carolina del Norte, Princeton, Berkeley, California y la
de Cambridge. Los mejores estudiantes de física acudían a ellos. «La física de
partículas era en ese momento una verdadera maraña», recuerda Alan Lightman,
físico del MIT, quien bajo la dirección de Thorne culminó en esa época su
doctorado en física del agujero
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negro.
«Había docenas de teorías diferentes acerca de la fuerza nuclear, cientos de
nuevos tipos de partículas elementales y una total falta de claridad. La
relatividad general era más atractiva, pues aún no estaba saturada de
profesionales. Y con el descubrimiento de las estrellas de neutrones en 1967,
la gente comenzó a creer en la vigencia de estrellas muy compactas, incluyendo
los agujeros negros».
Fue
en este momento que las revistas y periódicos comenzaron a publicar con
regularidad ficciones de ciencia llenas de aterradoras (aunque curiosamente
entretenidas) consecuencias de estar cerca de un agujero negro de tamaño
estelar. Se proclamó que los agujeros negros eran «el enigma más oscuro del
universo», «el asombroso espasmo mortal de una estrella», «la aterradora masa
devoradora de la física», «la aspiradora del cosmos» e, incluso, «los
Triángulos de las Bermudas del espacio». «De todos los conceptos desarrollados
por los físicos», escribió en 1971 Walter Sullivan, editor científico de The
New York Times, «ninguno es más extraño que el de los “agujeros negros” en el
espacio exterior».
En
cuanto llegaron al radar público se convirtieron en un fenómeno cultural,
motivo de bromas en la programación televisiva de última hora y en la prensa.
Un falso anuncio en la revista de ciencia ficción Analog, vendía «unidades de
eliminación hoyo negro» en siete decorativos colores, capaces de succionar
cualquier tipo de residuo. Las camisetas proclamaban: «los agujeros negros
están fuera de la vista».
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Mientras
tanto, los investigadores encontraron humor en la física. Bromeando entre ellos
hablaron de cómo podría «enrollarse» uno mientras pasaba, los pies por delante,
a través de un horizonte de sucesos. Desde la perspectiva de la relatividad
general clásica (véase la visión cuántica, en el capítulo 12), una vez cruzado
el horizonte no puede haber marcha atrás. Lo único que queda delante de uno es
el núcleo del agujero negro, cuya fuerza de gravedad aumenta al ir cayendo en
picada. De hecho, el incremento es tan rápido y sostenido que la atracción
sobre los pies sería mucho mayor que el jalón en la cabeza: por eso uno
quedaría estirado como un fideo, pues al mismo tiempo sería aplastado por ambos
lados. Es el mismo efecto —fuerza de mareas— de la Luna cuando jala los océanos
de la Tierra para generar las mareas. Pero en el caso de un agujero negro las
fuerzas de marea son colosales. En un abrir y cerrar de ojos, a menos de una
milésima de segundo para un agujero estelar, el cuerpo se desintegra en células;
las células, en átomos; los átomos, en partículas elementales; las partículas,
en cuarks, y los cuarks, en entidades aún por descubrir. Cualquiera que sea el
último escombro, todo es arrastrado hacia la infinitamente densa singularidad
en el centro del hoyo negro y triturado hasta al olvido. A Wheeler le gustaba
describir esta entidad final, situada en lo más profundo del agujero negro,
como «masa sin materia».
Según
la masa del agujero negro, el tiempo puede modificarse. Como el ensanchamiento
en la cintura de un glotón, el horizonte de sucesos se extiende hacia afuera,
más y más, mientras el agujero negro devora más masa. Si la masa total del
agujero negro es
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suficientemente
grande, uno ni siquiera se daría cuenta del cruce del punto sin retorno.
Después de todo, el horizonte de sucesos de un hoyo negro no es una superficie
sólida; más bien es como la frontera invisible entre una demarcación o los
límites en una ciudad. Los astronautas que se acercan al horizonte de sucesos
de un agujero negro supermasivo, del tipo que se esconde en el núcleo de la
mayoría de las galaxias y contiene la masa de millones o incluso miles de
millones de soles, al ir atravesándolo solo experimentarían el vacío. Pero con
el tiempo, el efecto marea comenzará como en cámara lenta: la cabeza y los pies
serán jalados en distintas direcciones, y el pecho se comprimirá, como si se
estuviese en un potro de tortura medieval. Para un agujero negro con la masa de
cinco mil millones de soles, la contracción final del astronauta durante la
precipitación en el horizonte de sucesos tomaría como 21 horas.
En
sus conferencias, Wheeler solía comparar la diferencia entre el horizonte y la
trituración con caer de un precipicio y estrellarse con las rocas a sus pies:
«En un primer acercamiento [el acantilado] parecería descender suavemente, en
forma segura, invitando al explorador a acercarse más. Llevado por su deseo de
mirar por encima del borde, no contaría con que la hierba resbaladiza
aumentaría el riesgo en la pendiente. A continuación, sus zapatos comenzarían a
deslizarse impulsándolo hacia adelante. De pronto, lo inevitable del desastre
sería evidente, pese a no haberse estrellado aún. Ese punto sin retorno
traicionero, sin señalamiento, simboliza el horizonte igualmente traidor y sin
marca del agujero
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negro,
como las rocas en la parte inferior simbolizan el momento y lugar de la
aniquilación».
¿Y
por qué no se puede escapar? Porque el horizonte de sucesos marca el instante
en que un objeto debe acelerar hasta la velocidad de la luz, 186,282 millas por
segundo, para liberarse, mucho más rápido que las sencillas siete millas (11
kilómetros) por segundo necesarias para dejar atrás la Tierra. Una vez que se
cruzó el horizonte de sucesos, no hay manera de salir. Habría que retroceder y
huir a una velocidad más rápida que la de la luz —una imposibilidad, según
Einstein—. Se necesitaría una cantidad infinita de energía para hacerlo. En
consecuencia, el agujero negro te aferra con su grillete.
Einstein
declaró que el espacio y el tiempo son relativos, y en ninguna parte es esto
más evidente que en el ámbito de un agujero negro. El tiempo se alarga dentro
de un fuerte campo gravitatorio, resultado natural de la relatividad general
que se ha demostrado muchas veces. Se puede pensar que cada tic tac de un reloj
necesita más tiempo para emerger de su profundo pozo gravitacional. De hecho,
como se señaló anteriormente, los relojes a bordo de satélites de
posicionamiento global en órbita sobre nosotros, cuyas señales ayudan a dirigir
nuestra forma de conducir y caminar, corren solo un poco más rápido que los que
están en la Tierra, donde la fuerza de gravedad es más vigorosa. Los agujeros
negros, los sumideros más poderosos en el Universo, llevan este efecto al
extremo.
Imagine
que puede sentarse en la superficie de una estrella en colapso, justo antes de
su contracción dentro de su horizonte de
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sucesos
para convertirse en un agujero negro. Si mira su reloj, el tiempo avanza con
normalidad. Usted ve un segundo pasar.
Ilustración
de un agujero negro tamaño estelar, como si fuera visto desde una distancia de
400 millas (644 kilómetros), con las estrellas de la Vía Láctea al fondo. La
luz estelar se distorsiona y estira en la medida que es doblada por el campo
gravitacional interior del agujero antes de que podamos observarla (Ute Kraus.
Universidad Hildesheim, cortesía de Wikimedia Commons).
Sin
embargo, se echa hacia atrás y mira el Universo en general, miles de millones
de años están transcurriendo. La futura historia
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del
cosmos está acelerándose ante usted a una velocidad cercana a la de la luz.
Cualquiera que mira desde lejos, sin embargo, ve algo muy diferente. Ajeno al
inmenso campo gravitatorio del aguje ro negro, el observador distante piensa
que le está tomando una eternidad cruzar el horizonte de sucesos. Para usted,
por supuesto, no es ese el caso. Dentro de su marco temporal, usted moriría
inmediatamente.
Pero
para el observador, parece inmóvil en el borde del horizonte de sucesos
—siempre joven y rescatado de la destrucción total—. Desde la perspectiva de
este observador lejano, el tiempo cerca del agujero negro prácticamente se ha
paralizado. No es extraño que los teóricos rusos prefirieran dar primero al
agujero negro el nombre de estrella congelada. Sin embargo, en realidad un
observador distante seguiría viendo a la estrella oscura, pues, al liberarse,
sus últimas ondas de luz se estiran hasta longitudes infinitas, volviéndose
invisibles ante sus ojos. La noción del agujero negro como una estrella
congelada afectó las creencias astrofísicas durante mucho tiempo. Supusieron
que un hoyo negro no influiría en nuestro Universo actual. Desde nuestro marco
de referencia en el tiempo, esa estrella era esencialmente un objeto
petrificado, así que por qué nos debería afectar. «Mientras este punto de vista
prevalecía», señalaron Richard Price y Kip Thorne en un libro sobre los
agujeros negros, «los físicos no se dieron cuenta de que los hoyos negros
pueden ser objetos dinámicos, cambiantes, contenedores y liberadores de
energía».
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Los
astrónomos comenzaban a asumir y comprender: en primer lugar, los cuásares;
después, el descubrimiento de agujeros negros estelares dentro de nuestra
propia galaxia.
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Capítulo
11
Mientras
Stephen Hawking invierte en relatividad general y
agujeros
negros, solicita una póliza de seguro
Fundamentar
la observación astronómica para buscar un agujero negro en nuestra galaxia tomó
su tiempo. Se debía convencer a muchos de que no solo valía la pena buscarlos,
también era posible cazarlos. Para Oppenheimer en la década de 1930, los
agujeros negros eran estrictamente un problema teórico. No iba a molestarse en
buscarlos. ¿Por qué habría de hacerlo? Había demostrado que su objeto
gravitacionalmente colapsado desaparecía de la vista. A los astrónomos de esa
época no les interesaba, por otras razones. Pensaban que todo lo que se decía
sobre el colapso de estrellas moribundas eran tonterías. Las estrellas,
simplemente no se comportan así.
Wheeler,
por el contrario, había imaginado las estrellas de neutrones y los agujeros
negros como verdaderos habitantes del Universo. Pero también fue miope en un
primer momento ante las posibilidades de encontrarlos. En 1964 publicó un
artículo, como parte del libro Gravitation and Relativity, sobre la estrella de
neutrones, a la cual nombró «estrella súper densa», en el que decía: «Poca
esperanza hay de ver un objeto tan débil. Como la que hay de ver un planeta
perteneciente a otro sol». (Por supuesto, los astrónomos actuales observan
ambos casos). Pero esto era 1964, cuando nuestras capacidades tecnológicas eran
fantasías. Nadie había concebido que una estrella de neutrones pudiera emitir
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radiaciones
intensas desde sus polos al girar violentamente — radiación que hemos detectado
en el espectro electromagnético, desde ondas de radio hasta rayos X.
Zel’dovich
y su equipo, sin embargo, ya pensaban profundamente en este problema. ¿Cómo se
hace visible lo invisible? ¿Cómo es posible detectar un objeto negro que viaja
a través de la oscuridad del espacio? En un principio, tomaron prestada una
idea que John Michell había mencionado el siglo XVIII: buscar una estrella
luminosa que se balancea de ida y vuelta porque una oscura compañera la atrae
mientras orbita. Si esta acompañante no emite luz y sus medidas gravitacionales
muestran que pesa unas cuantas masas solares o más, bien podría tratarse
entonces de un agujero negro. Zel’dovich eligió a uno de sus estudiantes de
astronomía, Oktay Guseynov, para buscar de arriba abajo los catálogos de
estrellas binarias en busca de candidatos. Para 1966 habían encontrado cinco.
(En su informe para la revista Astrophysical Journal, se molestaron un poco
contra aquellos astrónomos que seguían insistiendo en que las estrellas pierden
la masa suficiente como para evitar el colapso. Sí, concedieron los
investigadores soviéticos, las estrellas pueden arrojar materia, pero «no
porque deseen ser “enanas blancas” o “teman” al colapso»). Al trabajar con la
astrónoma Virginia Trimble, Kip Thorne aportó más tarde otros ocho candidatos
para agujeros negros. Pero al final, ninguno resultó viable. Hay muchas razones
por las que un acompañante estelar puede ser muy débil y no ser un hoyo negro.
Lo que se necesitaba para hacer esa búsqueda era una nueva herramienta
integral.
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Afortunadamente,
Zel’dovich y su colega Igor Novikov se dieron cuenta, a los pocos años, de que
había otra manera de desenmascarar a un agujero negro, una variante del proceso
de acreción que ya habían mencionado para los cuásares. Imagine usted un hoyo negro
en órbita alrededor de una estrella de intenso brillo, cuya superficie está
manando gas hacia el viento estelar. El agujero negro incluso podría estar
jalando la atmósfera exterior de su compañera. De manera fortuita, un poco de
ese gas lo alcanzará y será capturado por su potente campo gravitatorio.
Mientras se precipita por el agujero, con sus átomos agitándose y chocando
entre ellos, este gas se calienta a millones de grados y, durante el proceso,
emite una gran cantidad de radiación, no como luz visible, sino como rayos X.
Aunque los agujeros negros son invisibles contra el oscuro telón de fondo del
espacio pueden evidenciarse por cómo afectan a su entorno. Un agujero negro se
anunciará a sí mismo con el resplandor envolvente de los muy energéticos rayos
X (igual que con los cuásares). «[Este] método propuesto para la búsqueda de
“agujeros negros” en los binarios», escribieron Zel’dovich y Novikov más tarde,
«recuerda a uno de los bien conocidos casos de búsqueda de una llave bajo un
poste de luz: la clave está en buscar donde es más fácil de hallar». Buscar
resplandecientes fuentes de rayos X es menos doloroso que revisar pilas de
catálogos de estrellas oscilantes. Afortunadamente, casi al mismo tiempo, los
dos investigadores soviéticos llegaron a la misma conclusión, la astronomía de
rayos X maduraba rápidamente como nueva manera de acercarse al Universo.
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La
astronomía de rayos X estuvo casi sentenciada desde el principio. Poco después
de la Segunda Guerra Mundial, los investigadores del laboratorio de
investigación naval de Estados Unidos [US Naval Research Laboratory]
aprovecharon cohetes alemanes V-2 para mandar instrumentos por encima de
nuestra atmósfera y capturar los rayos X emanados del Sol. Estos rayos son
imposibles de detectar en tierra. A pesar de que pueden penetrar fácilmente la
materia en tramos cortos son completamente absorbidos en nuestra amplia
atmósfera, convirtiéndose en pequeñas ondas electromagnéticas del ancho de un
átomo. Aunque los rayos X solares detectados por estos pioneros eran muy
intensos desde el punto de vista de un observador común, su potencia era
relativamente escasa para los estándares cósmicos. Por lo tanto, al hacer
nuevos cálculos con base en los del descubrimiento de 1948, los investigadores
pensaron que los rayos X de estrellas lejanas serían minúsculos al llegar a la
Tierra, mil millones de veces más débiles que los provenientes del Sol. Como
una señal así era imposible de detectar con la tecnología de 1950, no parecía
que valiera la pena intentarlo.
Pero
los deseos estadounidenses de dar seguimiento desde el espacio a las pruebas
soviéticas con bombas nucleares a principios de 1960, aceleraron los esfuerzos
para mejorar los detectores de rayos X. Tales bombas liberan una apreciable
cantidad de rayos X. El joven italiano Riccardo Giacconi, con 28 años de edad,
encabezó el esfuerzo: había llegado a Estados Unidos con una beca Fulbright
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y se
había quedado para trabajar como físico investigador en la empresa American
Science and Engineering. Los novedosos instrumentos fabricados por su equipo
habían medido casi perfectamente una serie de pruebas con bombas atómicas
estadounidenses. No pasó mucho tiempo antes de que dirigieran los mismos
detectores hacia los cielos.
El
particular viaje de un cohete marcó espectacularmente la nueva etapa, y dio
nacimiento a la astronomía de rayos X. Bajo la luz de la luna llena, el
lanzamiento se llevó a cabo un minuto antes de la medianoche del 18 de junio de
1962. Giacconi y sus colegas, Herbert Gursky, Frank Paolini y Bruno Rossi,
habían montado su carga —tres grandes contadores Geiger—, a un pequeño cohete
Aerobee, y lo lanzaron desde el campo de misiles White Sands, en el sur de
Nuevo México. Después de alcanzar una altitud de 140 millas (225 kilómetros),
el cohete se precipitó hacia la Tierra. Dos de los detectores, recorriendo el
cielo mientras el cohete rotaba sobre su eje dos veces por segundo, registraron
información útil durante 350 segundos. Fueron los seis minutos más fructíferos
de la historia astronómica.
Esto
sucedió cuando Estados Unidos se preparaba para alcanzar su tan esperada meta:
llevar a un hombre a la Luna antes de que acabara la década. Giacconi y sus
colegas estaban tratando de detectar rayos X de la Luna. Pensaban que la
radiación se generaría cuando el energético viento solar chocara con la
superficie lunar, y esperaban que el espectro de rayos X los ayudara a
determinar la composición de la Luna. Pero Giacconi y Rossi también habían
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sospechado
durante mucho tiempo que rayos X extrasolares emanaban de objetos celestes como
los restos de supernovas. Estábamos «tratando de conseguir apoyo… francamente
donde pudiéramos», dijo Giacconi. Incapaz de conseguir un subsidio de la NASA
para buscar rayos X en el espacio profundo, utilizaron hábilmente la prueba de
la Luna financiada por la Fuerza Aérea de Estados Unidos como oportunidad para
echar un vistazo alrededor de la bóveda celeste mientras el cohete estuviera en
el espacio.
Durante
el breve vuelo no se detectaron rayos X lunares, pero el equipo no desesperó.
Encontraron algo más excitante, el tipo de señal novedosa que habían estado
esperando todo el tiempo. Los detectores del cohete registraron un enorme flujo
de radiación de rayos X desde una región del cielo en la dirección de la
constelación de Escorpio. De ahí su nombre: Sco X-1, pues fue la primera fuente
de rayos X en ese sector cósmico. Sco X-1 se encuentra a unos nueve mil años
luz de la Tierra, y resplandecía con una intensidad de rayos X superior a la
que cualquiera hubiera podido imaginar, tremendamente más potente que la escasa
producción de nuestro Sol. Era millones de veces más intensa que los rayos X
emitidos por las fuentes estelares normales. El salto era tan fuerte que al
principio el equipo dudó, pensando que quizás el instrumental se había dañado y
proporcionaba una señal falsa. Otros miembros de la comunidad científica
también se mostraron cautelosos y exigieron una confirmación.
La
prueba llegó cuando otros cohetes volaron alrededor de fuentes adicionales
similares a Sco X-1. A partir de 1970, tan pronto como
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los
astrónomos colocaron en órbita los satélites detectores de rayos-X, se hallaron
muchas más. Con estas herramientas de vanguardia, descubrieron que muchas de
estas fuentes energéticas son estrellas de neutrones en sistemas binarios. Los
rayos X son liberados en forma de materia a partir de la estrella normal,
visible, y son atraídos y canalizados sobre la superficie de su súper densa
compañera: la estrella de neutrones. Gracias a su veloz giro, muchas parecen
emitir regularmente los rayos X. Las «zonas de calor» de rayos X, formadas en
los polos, donde la materia se hunde magnéticamente, aparecen y desaparecen de
vista como la lámpara giratoria de un faro. Este fue un importante punto de
inflexión. Con la creciente evidencia de que las estrellas de neutrones
poblaban la galaxia, como pulsares de radio y como fuentes emisoras de rayos-X,
fue más sencillo para los astrónomos dar el paso decisivo y aceptar la
posibilidad de que también existieran los agujeros negros. «El descubrimiento
de los pulsares», señaló Kip Thorne en ese momento, «abrió las puertas». Por
fin los astrónomos, dijo, estaban dispuestos «a tomar en serio algunas de las
divagaciones más audaces de las mentes teóricas, incluyendo las especulaciones
sobre el papel de los agujeros negros en el Universo».
Esto
entró a juego cuando una de las fuentes de rayos X pareció ser de una clase
distinta. Se descubrió plenamente en 1964, durante una serie de vuelos de
cohetes, y se le etiquetó como Cygnus X-1, lo que implicaba su ubicación en esa
constelación (también conocida como Cruz del Norte). Para entonces, otros
grupos de investigación se sumaron a esta cacería con sus propios lanzamientos
de cohetes,
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y
cada quien medía una intensidad distinta en el brillo de los rayos X, lo que
desconcertó a todos. En 1971, la larga mirada del primer satélite de rayos X,
Uhuru, descubrió finalmente que la luminosidad en Cygnus era atípica. Su
emisión de rayos X no era en pulsos regulares, rítmica, como en las otras
fuentes, sino que tenía variaciones esporádicas. No podía discernirse el patrón
de sus estallidos. A veces su señal parpadeaba durante periodos tan cortos como
millonésimas de segundo, lo que indicaba que el emisor de los rayos debía ser
muy compacto. Si la fuente tenía el tamaño de una estrella normal, el pulso de
radiación habría durado mucho más tiempo.
En
la reunión de marzo de ese año de la American Astronomical Society, esa vez en
Baton Rouge, Lousiana, Giacconi sugirió con gran audacia que Cygnus X-1 podría
ser un agujero negro. Al encontrar tantas estrellas de neutrones, la confianza
había aumentado y pensar en la existencia de hoyos negros era más sencillo. Un
día después del anuncio de Giacconi, un titular publicado en The New York
Times, atravesado en la parte superior de la página 20, proclamaba: «Un
satélite detector de rayos X quizá descubrió un “agujero negro” en el espacio».
Nótese que en 1971, todavía se aislaba el término con comillas. El objeto
todavía parecía demasiado extraño para ser verdad.
El
seguimiento de los astrónomos de radio y ópticos pudo por fin identificar la
fuente con claridad. Los observadores determinaron que los potentes rayos X de
Cygnus X-1 provenían de un sistema de estrella doble, en el que una estrella
azul gigante (con la
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convencional
etiqueta HDE 226868, por su número en el extenso catálogo estelar de Henry
Draper) estaba acoplada con una acompañante oscura e invisible. La estrella
supergigante azul orbitaba cerca de su par una vez cada 5.6 días, ritmo que
permitió a los astrónomos aplicar las leyes de Newton y determinar que la
compañera invisible debía tener una masa mayor a la de nuestro Sol. A finales
de 1971, otras mediciones orbitales sugirieron que esta era al menos 10 veces
mayor —demasiado grande para ser una estrella de neutrones y, por lo tanto,
candidato ideal para ser un agujero negro—. (Los cálculos actuales le dan un
peso de cercano a 15 soles). La invisibilidad más una masa mensurable —en
conjunto con la velocidad de sus fluctuaciones de rayos X, sugieren un tamaño
pequeño—, de pronto se había convertido en el sospechoso principal de la
astronomía.
Si
de alguna forma uno pudiera flotar por encima de Cygnus X-1, situándose cerca
de seis mil años luz de distancia, sería testigo de un remolino gaseoso de
enormes dimensiones. Las observaciones sugerían que el agujero negro jalaba la
materia sacándola de su compañera, generosamente dotada, y formaba con ella un
disco de gas a su alrededor. Este se aplanaba por las fuerzas centrífugas y
gravitacionales. Al igual que los satélites que orbitan la Tierra, este
material no caía directamente en el agujero: orbitaba alrededor del
espacio-tiempo en espirales cada vez más y más estrechas. Wheeler lo comparó
con el tráfico que converge de todas direcciones hacia un estadio de juego, y
que se comprime cada vez más conforme se acercan los autos a su destino.
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Esto
tiene consecuencias definitivas. A medida que el gas se comprime más y más, su
temperatura aumenta considerablemente. Calentado a decenas de millones de
grados, comienza a emitir grandes cantidades de energía de rayos X. Esta es la
radiación de rayos X que los telescopios espías ven, antes de que la materia se
precipite en el abismo de la gravedad y la perdamos de vista.
Ilustración
del agujero negro Cygnus X-1 robando gas de la
atmósfera
de su estrella compañera. Este gas orbita primero en el sumidero del
espacio-tiempo liberando durante el proceso grandes cantidades de energía, para
luego ser eventualmente tragado por el agujero negro. (NASA/CXCIM. Weiss).
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Cualquier
masa de gas puede tardar semanas, o incluso meses, en recorrer los pocos
millones de millas entre los bordes exteriores de la esfera y el punto sin
retorno. Pero en sus últimos momentos, el gas se arremolina alrededor del
agujero miles de veces por segundo, lo que podría producir las rápidas
fluctuaciones de rayos-X.
Por
supuesto, imaginar este escenario y comprobarlo llevó tiempo. La primera
afirmación de que Cygnus X-1 podría ser un agujero negro, era una carga llena
de peligros. «¡Muéstrame pruebas!», fue el grito en boca de casi todos los
astrónomos. Y una gran parte de ellas fueron circunstanciales; parecía más un
juego de unir los puntos que una conclusión irrefutable.
Esto
hizo que la perspectiva fuera emocionante y controversial a un tiempo, tanto
que Stephen Hawking y Kip Thorne hicieron una apuesta curiosa en Caltech, en
diciembre de 1974, relativa a si Cygnus X-1 era o no un agujero negro. Hawking
apostó en contra, Thorne a favor. Escribieron el trato en una hoja de papel, y
metieron al juego revistas estadounidenses y británicas de contenidos ligeros.
El documento declaraba:
Considerando
que Stephen Hawking ha invertido tanto en relatividad general y agujeros negros
y desea una póliza de seguro, y tomando en cuenta que a Kip Thorne le gusta
vivir peligrosamente y sin póliza de seguros.
Se
resuelve en consecuencia que Stephen Hawking apuesta un año de suscripción a
Penthouse, contra cuatro años de suscripción a Private Eye, por parte de Kip
Thorne, a que
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Cygnus
X-1 no contiene un agujero negro, cuya masa esté por encima del límite de
Chandrasekhar.
Dado
que la apuesta era más generosa, Thorne parecía estar cuatro veces más seguro.
La
verificación era lenta, pero los avances en la astronomía de rayos X ayudaron.
En 1978, el satélite Uhuru fue sucedido por el primer telescopio astronómico de
rayos X. En lugar de los contadores de radiación que simplemente registraban la
intensidad de las señales, la nave espacial Observatorio Einstein contaba con
un conjunto de espejos concéntricos que enfocaban los rayos X, lo que permitía
grabar las radiaciones con imágenes tan claras como las de cualquier telescopio
óptico en tierra. Para 1990, de acuerdo con Thorne, Cygnus X-1 parecía cada vez
más un agujero negro, con 95% de certeza. Bastó este umbral para que Hawking
asumiera su derrota. «Una noche de junio de 1990, mientras estaba en Moscú
investigando con colegas soviéticos», relató Thorne, «Stephen, con un séquito
de familiares, enfermeras y amigos, irrumpió en mi oficina en Caltech, y al
encontrar la apuesta enmarcada escribió en ella una nota en la que me concedía
la victoria, validada con su huella dactilar». Para consternación de su esposa,
Carolee Winstein, Thorne ganó la suscripción a Penthouse.
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Para
algunos, la evidencia más consistente de los agujeros negros había llegado
desde las lejanías del Universo, en la medida en que los astrónomos continuaban
su exploración de los cuásares y las
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radiogalaxias
con todas las armas espectrales de su arsenal: óptica, rayos X, y en especial,
la radio.
En
las fotografías ópticas, las radiogalaxias pueden parecer bastante aburridas.
Pero los radiotelescopios, como se mencionó anteriormente, han revelado su
desconcertante arquitectura. Los astrónomos vieron que la galaxia visible
parecía una mancha atrapada entre dos considerables cúmulos de emisiones de
radio. Viéndose como un par de flotadores, estos cúmulos se extienden más allá
de los bordes de la galaxia visible por cientos de miles de años luz. A
principios de la década de 1970, varios teóricos británicos, entre ellos Martin
Rees y Roger Blandford, concluyeron que algún tipo de rayos de plasma,
monstruosos, debían ser responsables de bombear la energía hacia los lóbulos.
El
deseo de localizar este río de plasma estimuló a distintos países en la
construcción de redes cada vez más grandes de telescopios de radio, como el
Very Large Array (hoy conocido como Jansky Very Large Array), con 27
radioantenas alineadas en forma de Y sobre las llanuras de Nuevo México. Juntas
pueden simular un único radiotelescopio, tan grande como la ciudad de Dallas.
Con el aumento de la potencia y resolución de tal selección, los astrónomos
confirmaron lo que habían sospechado los teóricos británicos: las imágenes de
radio muestran una especie de cordón umbilical que va desde el núcleo de una
radiogalaxia a sus cúmulos —dos delgados haces de partículas cargados de
energía, cada uno disparado hacia afuera del núcleo galáctico en direcciones
opuestas y con velocidades de decenas de miles de millas por segundo—.
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Un
poderoso chorro de electrones y partículas subatómicas fluyendo del agujero
negro supermasivo en el centro de la gigantesca galaxia elíptica M 87, a unos
15 millones de años luz de la Tierra. (NASA y el Hubble Heritage Team en el
Space Telescope Science Institute y AURA).
Como
la fuerza con que sale a presión la corriente de agua en una manguera de
bomberos, estos chorros cósmicos pueden perforar las
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finas
capas gaseosas que se encuentran en el espacio intergaláctico, hasta chocar
contra una región de gas más densa, es como si la corriente se topara con una
pared de ladrillos. Las partículas de los chorros vuelan entonces por los
aires, y llenan los cúmulos gigantescos y sus alrededores.
La
siguiente pregunta era natural: ¿qué mantenía el constan te flujo de estos
chorros cósmicos? Los investigadores estuvieron de acuerdo en que el mecanismo
debía ser bastante especial. En primer lugar, la fuente de alimentación tenía
que ser muy estable para que los chorros fueran capaces de mantener su
orientación durante millones de años. Y las «radiofotos» eran cada vez mejores:
las radiocámaras podían acercarse al corazón del núcleo de la galaxia para
tomar la imagen y mostraban un pequeño punto cuyo resplandor podría fluctuar
por días o semanas, lo que sugería que su maquinaria era tan pequeña como
nuestro sistema solar. Es más, esta fuente de alimentación de alguna manera
expulsaba su energía dividiéndola en dos haces dirigidos en sentidos opuestos.
Solo
había una fuente de alimentación que cumplía con todos los requerimientos del
diseño: un agujero negro giratorio formado a partir del colapso de millones, o
incluso, miles de millones de soles. Al inicio estos soles podían haber estado
juntos como un rebaño de estrellas extraordinariamente denso; un tipo de
clúster que fácilmente podría haberse desarrollado desde el principio en un
poblado centro galáctico. Por otra parte, estas estrellas de primera
generación, formadas a partir del hidrógeno y el helio provenientes del Big
Bang y desprovistas de los posteriores elementos, más
203
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pesados,
eran probablemente muy grandes: tan masivas que vivían rápido y morían jóvenes,
como los agujeros negros. En última instancia, impulsados por la fuerza
centrípeta de la gravedad estos múltiples agujeros pudieron haberse fundido
para dar origen a un agujero negro gigante, que continuó creciendo por mucho
tiempo, «devorando» a su paso las estrellas o gases disponibles que se
acercaran demasiado.
O
tal vez un cúmulo de galaxias «bebé», en esencia, bloques de construcción, se
fusionó en una galaxia más grande y durante su turbulento caos dirigió enormes
cantidades de gas hacia el centro, donde se acumuló a muy altas densidades:
tanto, que el gas no se convirtió en estrellas, sino que directamente colapsó
para formar un agujero negro masivo, semilla para un agujero negro supermasivo
que continúa creciendo y creciendo. El tamaño final del hoyo negro supermasivo
parece depender de la masa de la protuberancia central de la galaxia. Los
astrónomos han encontrado una correlación directa: cuanto mayor es la masa
protuberante, más masivo es el agujero negro central.
Fuera
cual fuera el origen del agujero gigante, los teóricos reconocieron pronto que
ese objeto era el más eficiente generador de energía para una galaxia activa.
Cuando la materia se precipita en el profundo pozo de la gravedad, las
partículas se aceleran a velocidades cercanas a la de la luz. Estos motores de
potencia gravitacional pueden generar hasta un centenar de veces más energía
que los nucleares.
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Usted
podría preguntarse: «¿pero un agujero negro no devora totalmente todo lo que
entra en él? ¿Cómo sobrevive alguna energía y logra salir?». La respuesta está
en visualizar el entorno del hoyo negro. A lo largo de la década de 1960, como
se señaló anteriormente, varios teóricos —como Yakov Zel’dovich, Igor Novikov,
Edwin Salpeter, y el astrofísico británico Donald Lynden-Bell— se dieron cuenta
de que mientras las estrellas y el gas son absorbidos por la poderosa fuerza de
gravedad del agujero negro, a su alrededor se forma un anillo similar a una
dona. Así como el agua acumulada al irse por el desagüe gira, de igual forma al
precipitarse el gas forma un «disco de acreción» alrededor del agujero negro
supermasivo, como el descrito anteriormente en rotación alrededor de Cygnus
X-1. Este disco da vueltas alrededor del agujero y en la misma dirección.
Enormes cantidades de energía pueden liberarse mientras este torbellino de
materia se retuerce hacia adentro en espiral, en dirección al abismo negro, y
es despedazada por el tironeo gravitacional. El exceso de gas que aún no ha
alcanzado el infame punto sin retorno del agujero quizá consiga ser desviado
magnéticamente hacia afuera —expulsado como el relleno de crema hacia arriba y
hacia abajo de la dona—. Esta podría ser una fuente para los chorros.
Pero
también hay otra manera. Es probable que una potencia sumamente notoria se
obtenga de la energía de rotación del agujero negro galáctico supermasivo. En
tal caso, este funciona como dínamo de proporciones cósmicas. En este
escenario, las líneas de fuerza magnética, originadas en el disco de gas, se
introducen en la
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superficie
exterior del hoyo negro y se enredan a su alrededor con su rotación. Como
consecuencia de lo increíble de este giro, las líneas magnéticas se disparan
por los polos norte y sur del agujero, enrolladas como serpentinas alrededor de
poste. Se forman entonces dos canales estrechos y potentes. Al igual que una
turbina gigantesca en una planta de energía galáctica, estos campos rotativos
generan gran cantidad de energía eléctrica, con haces de partículas que salen
disparadas a lo largo de cada canal a una velocidad cercana a la luz (modelo
que en 1977 crearon el teórico de origen británico, Roger Blandford, ahora en
la Universidad de Stanford, y Roman Znajek). De esta manera la energía se
extrae de la rápida rotación del agujero. Es el mecanismo más eficiente que
hasta ahora se conoce en el Universo para la conversión de materia en energía.
El
giro también permite al agujero negro actuar como un giroscopio, instrumento
capaz de mantener una orientación fija. Así es como los chorros cósmicos pueden
mantenerse apuntando hacia la misma dirección durante largos periodos de
tiempo, invariables. Si bien este modelo ha sido modificado y ajustado por
décadas por muchos técnicos e investigadores, sus raíces se hallan en la
solución de Roy Kerr a las ecuaciones de relatividad general de Einstein: fue
el primero en demostrar el comportamiento de un objeto en rotación en el
espacio-tiempo.
****
Los
astrónomos ahora ven un vínculo evolutivo entre los cuásares (esos hiperactivos
agujeros supermasivos) de antaño y las galaxias
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de
hoy. Conforme los observadores contemplan más y más atrás en el tiempo, cuentan
cada vez más cuásares de luminosidades elevadas. Esto es porque el Universo
estaba totalmente nuevo y vibrante, y construía galaxias plenas en estrellas
recién formadas que fueron rodeadas por montones y montones de gas. En esas
condiciones, el agujero negro supermasivo dentro de cada galaxia joven fue
capaz de engullir sus raciones como un comensal ante un bufet de «coma todo lo
que pueda».
Sin
embargo, un suministro de tales alimentos es finito, y el agujero negro puede
transportar materia solo a lo largo de cierta distancia. Como el astrónomo
Richard Green dijo una vez: «El medidor de gas dice “vacío”, y no hay estación
de servicio a la vista». Por lo tanto, después de transcurridos entre 10 y 100
millones de años —un instante para la historia cósmica— los fuegos artificiales
del cuásar finalmente disminuyen o caen con lentitud hasta un estado menos
activo. Se convierte en una galaxia de aspecto normal. Antes se pensaba que la
actividad de los cuásares era anormal, pero ahora los astrónomos creen que toda
galaxia suficientemente grande y con protuberancia central, tiene un agujero
negro supermasivo en su centro, un antiguo cuásar capaz de entrar de nuevo en
acción. Una galaxia común, por ejemplo, puede transformarse en una
resplandeciente galaxia activa o en una potente radiogalaxia — anunciando a
gritos su presencia— después de chocar con otra, lo cual implica nuevos
suministros de gas para alimentar al dragón dormido que había permanecido
tranquilo en el centro de la galaxia.
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El
centro de nuestra propia Vía Láctea alberga un ex cuásar, un agujero negro
supermasivo en estado latente. Actualmente, un equipo internacional de
radioastrónomos hace un enorme esfuerzo por captar la «sombra» que este agujero
arroja contra las brillantes emisiones de gases que lo circundan. Este agujero
negro —cuya masa se calcula es de cerca de cuatro millones de soles (pequeña,
en comparación con las galaxias con agujeros negros con masa de miles de
millones de soles)— está vegetando con poca energía. Acelera su motor de vez en
cuando, siempre que consiga un poco de combustible en las inmediaciones (por
ejemplo, una nube de gas que cae en él), pero su actividad es como migajas en
comparación con lo que pudo haber sido unos cuatro mil millones de años antes.
Entonces, el mastodonte podría despertar completamente, rugiendo feroz,
mientras nuestra casa que gira en espiral choca lentamente con su vecino
cercano, la galaxia de Andrómeda, cuyo agujero negro central es aproximadamente
diez veces más masivo. A finales de este fatídico encuentro, las dos galaxias
se combinarán para formar una galaxia elíptica gigante. Sus agujeros se
fusionarán también, dando un impresionante espectáculo cuando el agujero negro
recién forjado ingiera las nuevas fuentes de gas liberadas en la colisión y
continúe creciendo hasta llegar, al menos, a contener cien millones de masas
solares.
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Capítulo
12
Los
agujeros negros no son tan negros
El
retrato del agujero negro que he descrito a lo largo de estas páginas no está
terminado. Los comportamientos mostrados —por extraños que puedan parecer— se
han basado en un esquema matemático muy clásico, el de la relatividad general.
No ha sido tomada en cuenta la mecánica cuántica. ¿Cómo se vería el agujero
negro desde la perspectiva de un átomo? Y ahí reside el problema: nadie ha
formulado con éxito una teoría cuántica de la gravedad. Ya se ha hecho para
todas las otras fuerzas: el electromagnetismo y las interacciones fuertes y
débiles. Hasta este momento, la gravedad ha quedado fuera. Es la última gran
tarea de la física teórica: fusionar completamente la relatividad general con
la teoría cuántica.
Hay
una razón por la que la gravedad ha sido esa tercera en discordia. Donde todas
las demás fuerzas implican partículas que siguen las reglas probabilísticas del
mundo cuántico —lo que les permite estar integradas dentro de un gran esquema
matemático único—, la relatividad general es geométrica (al menos como Einstein
la formuló): curvaturas en el espacio-tiempo. Es como si la naturaleza hubiera
establecido dos conjuntos distintos de reglas: uno para la gravedad, y otro
para todas las demás fuerzas. Las herramientas que funcionan tan bien en un
terreno son difíciles de aplicar en el otro. La gravedad y la mecánica cuántica
no comparten fácilmente el mismo vocabulario matemático.
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A
pesar de estas dificultades, en las décadas de 1950 y 1960 varios
investigadores consideraron que la mejor manera de energizar un campo como el
de la relatividad general y sacarlo de un letargo que duró décadas, era
retomando un esfuerzo, iniciado en la década de 1930, por atraer los efectos
cuánticos a la relatividad general. Una serie de personajes notables, entre
ellos Paul Dirac, Richard Feynman y Bryce DeWitt, fueron pioneros en este
esfuerzo, pues demostraron cómo la gravedad podía describirse de otra manera.
Todo en el universo de la mecánica cuántica —energía, movimiento, rotación y
demás— viene en trozos indivisibles. Las fuerzas encajan de manera natural
dentro de este marco. Por ejemplo: en lugar de ver el magnetismo como resultado
de fuerzas lineales invisibles que emanan de un imán, el mundo cuántico
transforma la noción de fuerza en un intercambio de partículas, en una especie
de juego de tenis subatómico. En el electromagnetismo la diminuta pelota de
tenis es el fotón, una partícula que rebota constantemente entre partículas
cargadas, y genera una fuerza de atracción o repulsión. Si aplicamos este mismo
principio a la gravedad, la fuerza de atracción entre las masas es trasmitida
por la continua emisión y absorción de «gravitones», partículas que, por el
momento, solo existen hipotéticamente: no han sido detectadas.
Pero
hay un gran problema al reformular la gravedad de esta manera. Las teorías que
tratan a las fuerzas como partículas asumen que todos los eventos del mundo
subatómico tienen lugar sobre un fondo fijo, inmutable, de espacio y tiempo. El
espacio-tiempo es el escenario en el que los actores, las partículas (como los
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fotones)
se desplazan de un lado para otro. El espacio-tiempo no participa. Pero en la
relatividad general la distinción entre escenario y actor no existe. Según
Einstein, la gravedad es la propia geometría del espacio-tiempo. Así, el
gravitón es a la vez actor y escenario. Un gravitón entra en el escenario del
espacio-tiempo, pero al hacerlo lo dobla y deforma como si fuera una gelatina.
Los teóricos que buscan la solución a este enigma, lejos están de alcanzarla de
forma completa y unificada.
Pero
el agujero negro ofreció los medios para obtener una nueva perspectiva sobre
este problema. Sucedió cuando dos prometedores jóvenes físicos extendieron su
análisis sobre las características de un agujero negro. Stephen Hawking fue uno
de ellos. Diagnosticado a los 21 años con esclerosis lateral amiotrófica, o
enfermedad de Lou Gehrig, se esperaba que no viviera por más de dos o tres
años. Hawking ha vencido estas probabilidades por un margen de más de medio
siglo. Como estudiante en Oxford, fue reconocido como brillante pero apático.
Él admite que fue su enfermedad —la posibilidad de una muerte temprana—, lo que
puso fin a su pereza académica.
Hawking
se mudó a la Universidad de Cambridge para sus estudios de doctorado, y optó
por especializarse en Cosmología cuando esta era más especulativa que
científica, lo cual fue una elección arriesgada. Sin embargo, luego de obtener
su doctorado en 1966, el éxito no se hizo esperar. En primer lugar, demostró
que el Big Bang no solo parecía haber surgido de un punto infinitamente denso
de masa-energía, sino que esa era la única vía. Y entonces, descubrió
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un
vínculo fundamental entre gravedad y mecánica cuántica, dos campos
completamente incompatibles hasta entonces. Como relató en su exitoso libro
Breve historia del tiempo, esta visión particular se le ocurrió cuando iba a
acostarse. «Una tarde en noviembre [1970]… empecé a pensar en los agujeros
negros mientras me metía en la cama. Mi discapacidad hace que este proceso sea
muy lento, así que tuve bastante tiempo».
Pensando
en estos asuntos, con el tiempo demostró que el horizonte de sucesos de un
agujero negro debe siempre ir en aumento, jamás decrecer, cuando la materia se
precipita en él. Esto puede parecer obvio, pues por definición, un agujero
negro al parecer nunca devuelve nada, pero hasta entonces no era muy claro en
términos matemáticos. Como Hawking señaló: «No existía una definición precisa
sobre qué parte del espacio-tiempo yacía dentro de un agujero negro, y cuál,
afuera». Él lo definió. Anunció su descubrimiento el mes siguiente, en el V
Simposio de Astrofísica Relativista de Texas, celebrado ese año en Austin. La
sesión sobre la investigación del agujero negro fue inesperadamente popular, y
atrajo a tanta gente que los organizadores tuvieron que moverla a un auditorio
más grande.
El
hecho de que la superficie de un agujero negro siempre debe aumentar se parecía
mucho a la ley de la entropía de la física clásica. La entropía es la medición
del desorden de un sistema, lo revuelto que está. Cuanto mayor es la entropía,
mayor es el desorden. Si las cosas se dejan por sí solas, la entropía siempre
se incrementa. Un sólido cubo de hielo se derretirá hasta formar un
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charco
impreciso, pero sin un refrigerador a mano para proporcionar energía, el agua
no puede volver a ser hielo por sí sola. Queda como un charco de forma
irregular. Del mismo modo, un agujero negro solo puede aumentar el tamaño de su
horizonte de eventos cuando traga más materia. Nunca puede disminuir su
contorno. Pero Hawking y sus colegas tomaron la similitud entre la entropía y
el tamaño de un agujero negro —el hecho de que ambas propiedades estén
obligadas a solo aumentar— como mera analogía. Esto no significaba que en
realidad estuvieran relacionados de alguna forma.
Pero
uno de los estudiantes de John Wheeler, Jacob Bekenstein, decidió audazmente
que la conexión era real: que la zona del horizonte de sucesos era medida
directa de la entropía del agujero negro. Parecía una propuesta descabellada.
Desde la perspectiva clásica, un agujero negro es muy ordenado. Atrae
gravitacionalmente todo lo que hay a su alcance, y nunca devuelve o da algo a
cambio. De hecho, algunos se preguntaban si la entropía de un agujero negro era
cero, lo que significaba tener el estado de mayor organización posible. ¿No se
comprimía toda esa materia hasta un punto infinitamente pequeño?
Por
esta razón, algunos advirtieron a Bekenstein que su investigación iba en la
dirección equivocada. Pero, como más adelante recordó, «me sentí tranquilo con
la opinión de Wheeler que decía: “la termodinámica de un agujero negro es una
locura; tal vez tan loca como para poder funcionar”». Ciertamente atrajo mucha
atención. Hubo casa llena en la Universidad de Texas cuando
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negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
Bekenstein
dio un seminario sobre su investigación en curso. «Sospecho…», le escribió a
Wheeler, «que la excelente asistencia se debió no tanto al tema en particular,
sino más bien al enorme glamour general de la física de los agujeros negros.
Sí, los agujeros negros son los objetos más excitantes en la física (y la
astronomía), entre otras cosas, gracias a los tempranos esfuerzos que usted ha
hecho por difundir la idea».
Como
Bekenstein continuó con sus cálculos, con el tiempo llegó a ver que el agujero
negro también podía tener temperatura. Pero aquí trazó su límite. Hasta él se
alejó de puntitas de esta comparación. Se aceptaba universalmente que un
agujero negro se aferra a todo lo que absorbe. No emite nada. Por lo tanto, no
podía tener «temperatura». No podía ser una verdadera temperatura. Eso
implicaba que podía estar liberando radiaciones que podíamos medir en forma de
calor. «Una identificación así puede fácilmente dar lugar a todo tipo de
paradojas y, por lo tanto, no es útil», concluyó Bekenstein en su artículo
publicado en 1973. Así, los mejores teóricos declararon que la temperatura de
un agujero negro era «inequívocamente cero».
Stephen
Hawking pensaba lo mismo. Era muy escéptico ante el esquema de los
agujeros-negros-tienen-entropía de Bekenstein y decidió publicar un documento
en el que demostraba que esa conclusión era equivocada. «Me motivaba en parte
la irritación que sentía contra Bekenstein», dijo Hawking en Breve historia del
tiempo. Consideraba que Bekenstein estaba dando un mal uso a su artículo previo
sobre el aumento de tamaño en la zona de un
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horizonte
de sucesos. «Sin embargo», admitió Hawking, «al final resultó que, básicamente,
él estaba en lo correcto».
Hawking
dudó al principio porque cualquier objeto con gran entropía también debe
irradiar. Pero, por definición, un agujero negro no deja nada fuera de su
control. ¿O sí? Cuanto más analizaba Hawking este problema, más intrigado
estaba, lo cual lo condujo a uno de sus mayores triunfos teóricos.
La
actitud de Hawking cambió cuando empezó a mirar al agujero negro desde una
perspectiva diferente: desde el punto de vista de un átomo. Sus reflexiones se
dispararon durante una visita a Moscú en el otoño de 1973, donde habló con
Yakov Zel’dovich y su estudiante Alexander Starobinsky. Sugirieron que en
circunstancias especiales
—o
sea, cuando un agujero negro gira— esa energía rotatoria debe transformarse en
radiación, y por lo tanto, generar partículas. Esta emisión continuaría hasta
que el agujero negro decayera y dejara de girar.
****
Diseñando
su propia estrategia matemática para abordar el problema, Hawking se sorprendió
al descubrir que todo agujero negro —gire o no— irradiarían. Como lo expresó
posteriormente en el título de uno de los capítulos de su popular libro: «Los
agujeros negros no son tan negros».
Hawking
anunció su descubrimiento en febrero de 1974, en un simposio sobre la gravedad
cuántica en el Laboratorio Rutherford, cerca de Oxford. Su reporte se publicó
poco después, el 1 de marzo, en la revista Nature. Tanto su charla como el
artículo tuvieron como
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Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
título
la intrigante pregunta: «¿Explosiones de agujeros negros?». Tenía su razón para
mencionar las explosiones. Al aplicar las leyes de la mecánica cuántica a los
agujeros negros descubrió que producen y emiten partículas como si fueran
cuerpos calientes. En consecuencia, el agujero negro disminuye su masa con
lentitud y, eventualmente, ¡desaparece en una explosión final! Este hallazgo
puso de cabeza a la física de los agujeros negros. Un agujero negro, por
definición, se aferra a todo lo que traga. Se supone que no emite nada y que
jamás desaparece.
Hawking
calculó que para que un agujero negro de tamaño regular, con un peso de unas
cuantas masas estelares, se evaporara por completo, tomaría mucho más tiempo
que la edad del Universo. Para un hoyo negro de una masa estelar (o más
grande), una descomposición como tal tardaría más de 1066 años. ¿Pero qué tal
si durante la turbulencia del Big Bang se crearon agujeros negros
extremadamente pequeños, cada uno de aproximadamente 1015 gramos, como la masa
de una pequeña montaña? Podrían estar explotando justo en este momento. Hawking
supuso que, en su aliento final —su última décima de segundo de vida—, ese
«pequeño» objeto podría liberar la energía de bombas de hidrógeno de un millón
de megatones.
No
hace falta mencionar que esta idea no cautivó a sus colegas físicos. El
relativista Werner Israel dijo que «levantó una fuerte oposición casi desde el
momento en que se imprimió… El escepticismo se extendió y fue prácticamente
unánime». Cuando Hawking anunció por primera vez su resultado en la conferencia
de
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Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
febrero,
fue recibido con total incredulidad. Al final de la charla, el presidente de la
sesión, John Taylor del Kings College de Londres, afirmó que todo eso era una
tontería. «Lo siento, Stephen», dijo, «pero todo esto es basura absoluta».
Pero
poco a poco, durante los siguientes dos años, se reconoció que Hawking había
logrado un avance sorprendente. «Yo era probablemente el más contento», señaló
Bekenstein, «pues proporcionaba la pieza faltante en la termodinámica del
agujero negro». La temperatura de un hoyo negro, no era, definitivamente, cero:
era la temperatura de la radiación que sale del agujero, hoy en día conocida
como «radiación de Hawking».
Hawking
llegó a su conclusión preguntándose cómo un agujero negro podría afectar a su
entorno en escala submicroscópica. Concluyó que el espacio-tiempo se tuerce
tanto cerca de un agujero negro que permite que parejas de partículas (una
nuclear y su antimateria) de pronto comiencen a existir justo en su exterior.
Se podría pensar que es energía extraída del potente campo gravitatorio del
agujero negro y luego convertida en materia.
Pero
como estamos hablando de la física en los niveles más minúsculos, la frontera
exacta del horizonte de sucesos es ahora bastante difusa. Así, a veces, una de
las nuevas partículas puede desaparecer dentro del agujero negro para nunca
volver, mientras las demás permanecen libres en el exterior. Como resultado, la
masaenergía total del agujero se reduce una pizca. En realidad, esto significa
que el agujero negro ¡se evapora! Muy lentamente, partícula por partícula, el
hoyo negro pierde masa.
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Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
Para
los agujeros de tamaño estelar, este extraño proceso mecánico cuántico resulta
insignificante. Como se señaló anteriormente, tendrían que pasar billones de
billones de años para que un agujero negro regular se redujera hasta la nada.
Su temperatura, medida por la cantidad de radiación que sale de él, sería menor
a un millonésimo de grado por encima del cero absoluto. Pero Hawking sugirió
que en los primeros momentos turbulentos del Big Bang, el Universo temprano
pudo haber generado multitud de diminutos agujeros negros: miniagujeros negros.
Como una bola que rueda hacia abajo por una ladera, la evaporación de un
miniagujero negro se aceleraría con el tiempo. Cuanta más masa pierda este
pequeño objeto primordial, más fácilmente podrán escapar las partículas. El
agujero se va diluyendo cada vez más rápido, hasta llegar a su cataclismo
final.
Si
el Big Bang forjó algunos miniagujeros negros, el más pequeño se habría
desvanecido antes de que su última luz pudiera captar nuestra atención; y los
objetos con masa como una montaña, pero comprimidos al tamaño de un protón,
estarían emitiendo justo ahora su última, espectacular y breve ráfaga de rayos
gamma. Aún no ha sido detectada con absoluta certeza alguna señal de este tipo,
pero los astrónomos siguen buscando ese característico estallido.
****
Hay
más en esta historia. La revelación de Hawking provocó que secomenzara a
realizar un examen completamente nuevo del agujero negro, y generó preguntas
sobre las leyes de la física conocidas hasta entonces. Por extraño que pueda
parecer su
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comportamiento,
el agujero negro surgió con ecuaciones clásicas de física. La teoría general de
la relatividad de Einstein utilizó la matemática del siglo XIX, con el
espacio-tiempo como cantidad básica. Desde ese punto de vista, el agujero negro
es un pozo terso e inmutable en el tejido del espacio-tiempo. El horizonte de
eventos es un punto sin retorno, pero no hay cambio visible en el
espacio-tiempo durante la transición. Pero Hawking demostró que el agujero
negro tiene una personalidad totalmente diferente cuando se le examina a la
escala submicroscópica. El horizonte de sucesos ya no es terso, más bien es
confuso e indeterminado, pues las partículas bullen en el vacío —incluso con
violencia a medida que el agujero negro envejece—. Esto obligó a los físicos a
mirar detenida y profundamente a los hoyos negros. ¿Cuál era el verdadero? ¿El
proveniente de la teoría de Einstein o el de la mecánica cuántica? ¿Cómo
reconciliar estos dos puntos de vista tan diferentes?
Durante
un tiempo, algunos se preguntaron si las reglas de la mecánica cuántica se
alteraban dentro de un hoyo negro: que los efectos cuánticos dentro del
horizonte de sucesos eran, de alguna manera, distintos a los medidos en el
exterior. Pero los físicos que investigan la ciencia de los agujeros negros
comienzan a sospechar que es la relatividad general la que se resquebraja en el
horizonte de sucesos, tal como las leyes de Newton enfrentaron una crisis ante
potentes campos de la gravedad —como los cercanos al Sol o una estrella de
neutrones masiva—. Einstein modificó a Newton, y es probable que ahora sea
necesario revisar la teoría de este para revelar el carácter completo del
agujero negro. Cuando los físicos
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Agujero
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sean
capaces de integrar la relatividad general con la mecánica cuántica habrá
respuestas en una teoría capaz de abrazar todo: la de la gravedad cuántica.
Muchos
lo han intentado durante décadas, pero todavía falta mucho para alcanzar el
éxito. Sin embargo, ya hay pistas que señalan adónde podría conducir. Bastantes
investigadores de la gravedad cuántica están concluyendo que el propio
espacio-tiempo —la unidad central y nuclear de la teoría de Einstein— podría no
ser siquiera fundamental. Podría ser que el espacio-tiempo emerge (como a los
físicos les gusta plantearlo) de otros tipos de «ápices», alguna especie de
granos cuánticos que serán identificados cuando se haya desarrollado
completamente una teoría de la gravedad cuántica. Desde esta perspectiva, el
espacio y el tiempo, en la más pequeña de las escalas, no tendrán sentido,
porque es como ver de cerca una pintura puntillista: solo parece una azarosa disposición
de puntos. Pero cuando el observador se aleja, los puntos comienzan a mezclarse
y entra lentamente a foco una imagen reconocible. Del mismo modo, el
espacio-tiempo, esa entidad que nos resulta tan familiar, podría tomar forma y
revelarse solo cuando escudriñemos en escalas cada vez más grandes. El
espacio-tiempo podría ser simplemente cuestión de percepción, presente en la
gran escala, pero ausente en la más pequeña imaginable. Podríamos pensar en el
espacio-tiempo como «congelado» o «cristalizado» afuera de la maraña cuántica
que yace en lo profundo del corazón del vacío.
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Y es
en el horizonte de sucesos del agujero negro en donde esta nueva visión puede
ser develada. Durante décadas solo los astrofísicos, o los relativistas
generales en busca de la prueba definitiva para la teoría de Einstein,
estudiaron los hoyos negros. Pero ahora también los físicos cuánticos están
profundamente interesados en el tema. Piensan que las pistas para una teoría
unificadora de todas las fuerzas de la naturaleza pueden estar ahí mismo: en el
horizonte de eventos, esa delgada línea donde el microcosmos de la mecánica
cuántica se encuentra directamente con el macrocosmos de la relatividad
general. Algunos modelos recientes llegan a sugerir que un astronauta que osase
penetrar un hoyo negro no podría pasar el horizonte de sucesos sin problemas, como
se describe en el capítulo 10. En lugar de un paso sin incidentes más allá del
horizonte, y luego una precipitación a la singularidad, se estrellaría
dramáticamente contra un «cortafuegos», en el que el espacio y el tiempo se
están dividiendo en sus unidades fundamentales. La singularidad ya no
aparecería. Al salvarse de caer en ella, el astronauta podría reciclarse en un
bit cuántico.
Pero
nadie lo sabe con certeza. Los físicos en busca de la «teoría del todo», como
con la teoría de cuerdas o la de la gravedad cuántica de bucles, todavía no
tienen idea de qué revelará la respuesta final. En lugar del cortafuego, otro
cambio (o ninguno) podría surgir al ser atravesado un horizonte de sucesos.
Hacia el final de su vida, John Wheeler mantuvo la esperanza de que el centro
de un agujero negro tuviera una estructura finita. Se imaginó que «se
descubrirá que el
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núcleo
de un agujero negro tiene algún tipo de estructura, aunque sea más pequeña que
todo lo imaginable».
Los
exploradores de este rompecabezas son muy parecidos a los astrofísicos de la
década de 1960, que batallaban para comprender cómo los métodos tradicionales
de generación de energía podían alimentar la colosal capacidad de un cuásar,
antes de darse cuenta de que el nuevo chico de la cuadra —el agujero negro,
apenas aceptado como real— funcionaba como un dínamo. Esto fue una verdadera
sorpresa para muchos.
En
la década de 1970, Hawking comenzó una conversación acerca de la naturaleza
última de los agujeros negros que continúa hasta nuestros días. Siguiendo los
pasos de los pioneros teóricos de la gravedad cuántica, facilitó a la mayoría
de sus colegas la visión de las profundas conexiones entre la gravitación y la
mecánica cuántica. A pesar de que estas dos leyes de la naturaleza tan dispares
aún no han sido oficialmente integradas, ya hay signos de que algún día se
alcanzará la unidad —el santo grial de la física—. Y como guía principal de los
físicos en este anhelo está… el agujero negro.
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Epílogo
Hanford
Site, el principal depósito de residuos nucleares en Estados Unidos, se
extiende sobre cientos de millas cuadradas de desierto de matorral en el
centro-sur del estado de Washington. Allí se ubica el observatorio de ondas
gravitacionales con interferómetro láser (Laser Interferometer
Gravitational-Wave Observatory), operado por el California Institute of
Tecnology y el Massachusetts Institute of Technology. Se le conoce comúnmente
como LIGO.
Solo
en la vasta planicie —paisaje plano que fue tallado hace mucho por la erosión
de un antiguo lago glaciar—, el complejo se asemeja a un museo de arte moderno
inexplicablemente colocado en medio de la nada. Una réplica exacta, con los
mismos tonos crema, azul y gris plata, se encuentra en los bosques de pino de
la parroquia de Livingston, Louisiana, a las afueras de Baton Rouge. Juntos,
con observatorios similares construidos —o en construcción— en Italia, Japón, e
India, forman una de las herramientas astronómicas más avanzadas del siglo XXI.
Las
señales que todos estos observatorios están buscando son ondas de radiación
gravitatoria, o más simplemente, ondas de gravedad, como se les conoce mejor en
los medios de difusión populares. Einstein escribió por primera vez sobre su
posible existencia en 1916 y 1918, poco después de haber introducido su teoría
general de la relatividad. Había reconocido que así como las ondas
electromagnéticas, y las de radio, se generan cuando las cargas eléctricas se
trasladan hacia arriba y abajo de una antena,
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las
ondas de radiación gravitatoria se producen cuando las masas se mueven. Las
ondas electromagnéticas, se trate de la luz visible, infrarroja u ondas de
radio, revelan por lo general las características físicas de un objeto celeste:
qué tan caliente es, qué edad tiene y de qué está compuesto. Eso es lo que los
observatorios astronómicos estándar han estado contemplando durante décadas.
Las ondas de gravedad, por el contrario, trasmitirán una historia totalmente
diferente. Nos contarán acerca de los titánicos movimientos de los objetos
celestes masivos.
Las
ondas de gravedad son literalmente temblores en el tejido del espacio-tiempo,
trepidaciones procedentes de los eventos más violentos que el Universo puede
ofrecer —una estrella que alguna vez fue resplandeciente y ahora arde en llamas
para terminar como supernova; el giro vertiginoso de las estrellas de neutrones
o la cautelosa danza de dos agujeros negros que giran uno alrededor del otro y
se acercan más y más hasta chocar en una fusión espectacular—. Es así como los
astrónomos esperan obtener una prueba directa de la existencia de un agujero
negro, capturando realmente una señal generada por él mismo. De esta forma, el
hoyo negro obtendría su última ratificación.
Sin
embargo, el instrumental para este esfuerzo es muy diferente al de un
telescopio ordinario. No tiene lentes para espiar el universo. En su lugar,
largos y anchos tubos se colocan formando entre sí ángulos rectos. Tubos de
LIGO, por ejemplo, se extienden sobre el campo de Washington y Lousiana por dos
millas y media (cuatro kilómetros), y forman una L gigante sobre el paisaje.
Como en los
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oleoductos,
los tubos no tienen aire: semejan al vacío espacial. En cada extremo se han
suspendido espejos: entre ellos, rayos láser rebotan continuamente hacia atrás
y hacia adelante.
Los
observatorios de ondas de gravedad se construyen de esta manera por el efecto
único que tiene una onda cuando viaja por el espacio-tiempo y es perturbado. La
onda comprime el espacio en una dirección —digamos, de norte a sur—, mientras
que, simultáneamente, se expande en dirección perpendicular —este a oeste—. Por
lo tanto, una onda de gravedad que cae directamente en el observatorio en forma
de L, aprieta uno de sus brazos y provoca que los espejos en cada extremo se
acerquen, alejando al brazo que no quedó atrapado. Como la onda de gravedad
sigue su camino, una milésima de segundo después este efecto se puede revertir:
el brazo comprimido se expande; el expandido se contrae. Los rayos láser, que
miden continuamente la distancia entre los espejos, toman nota de este cambio
cíclico.
Esto
es mucho más complicado de lo que parece. Las ondas gravitatorias emitidas por
los dos agujeros negros en colisión son muy poderosas. El espacio se agitaría,
y con gran fuerza. Una colisión tan colosal provocaría un temblor espacial que
viajaría a través del cosmos con la velocidad de la luz, pero estas ondas no se
propagarían por el espacio como si fueran luz. Por el contrario, serían una
agitación del espacio mismo. Al viajar podrían alternativamente comprimir y
estirar el tejido del espacio-tiempo. Serían mortales cerca del lugar de
choque. A un hombre de 1.80 metros de altura podrían alargarlo hasta llegar a
3.60 metros… y
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dentro
de un milisegundo, exprimirlo hasta 90 centímetros, antes de volver a
estirarlo. Cualquier planeta en la zona quedaría partido en dos. Pero esas
ondas se harían cada vez más y más débiles al alejarse, de manera similar a las
ondas concéntricas que se forman cuando tiramos una piedra a un estanque. Para
cuando llegan a la Tierra, las expansiones y contracciones que habrían generado
en el espacio-tiempo serían mucho menores que el ancho de un protón.
Para
medir un movimiento tan minúsculo, los astrónomos de las ondas de gravedad han
hecho grandes esfuerzos para eliminar dentro de sus observatorios cuantas
perturbaciones locales sea posible, para que el paso de un camión o temblor
sísmico puedan ser descartados. Mientras las ondas fluyen, los datos se
comparan constantemente con diversas «plantillas» o predicciones teóricas de
cómo podría verse una señal de onda de gravedad a partir de diferentes eventos.
La mejor confirmación se daría con las detecciones simultáneas de una señal por
parte de diferentes observatorios, ubicados a una distancia de medio continente
o mayor.
Las
colisiones de estrellas de neutrones pueden ser su fuente constante de datos.
Los observatorios están configurados para registrar los minutos finales de un
binario de estrellas de neutrones, cuando las esferas de alta densidad se
vuelcan una en la otra en espiral. LIGO será más receptivo a una señal de
frecuencia de cien a tres mil ciclos por segundo, la cual es, coincidentemente,
la misma que la de nuestros oídos. Así que cuando la onda se graba
electrónicamente, se le puede escuchar. Los observatorios de ondas
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de
gravedad añadirán el sonido a nuestros sentidos cósmicos. El choque de la
estrella de neutrones podría empezar como un gemido e ir subiendo rápidamente
de tono, como el sonido de la sirena de una ambulancia que se acerca a gran
velocidad.
El
premio más grande de todos, sin embargo, será la colisión de dos agujeros
negros. Cuando se acerca el momento del encuentro, los agujeros giran en
espiral hacia adentro cada vez más rápido, a velocidades cercanas a la de la
luz, y se produce un gemido que pronto se convierte en chirrido, un trino como
de pájaro que sube en segundos por la escala sonora. Un choque similar al de
los platillos de una orquesta, de apenas milisegundos de duración, anunciaría
la colisión final y la fusión. Los dos agujeros negros se convierten en uno. Un
sonido bajo, similar al de un gong al ser golpeado, acompañaría al nuevo y más
grande agujero mientras este se tambalea un poco y se asienta.
Hay
diferentes maneras indirectas de detectar ondas gravitacionales. Hay equipos de
astrónomos de radio, que operan detectores muy sensibles en el Polo Sur, y
están en la búsqueda de la huella distintiva de las ondas de gravedad sobre la
ahora débil luminiscencia del Bing Bang —una especie de lavado de ondas de
radio conocido como el fondo cósmico de microondas del Big Bang—
.
Las ondas de gravedad pueden afectar las microondas de una manera inequívoca,
imponiéndoles un endeble patrón en espiral en la polarización de la señal.
Nacieron como fluctuaciones cuánticas en la fuerza de la gravedad, zumbando a
través de la pequeña partícula cósmica. Fueron alimentadas y se ensancharon
cuando el
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cosmos
vivió un breve, pero acelerado, momento de expansión, al cual llamamos
inflación, en la primera billonésima de billonésima de billonésima de segundo
de nuestros comienzos cósmicos, después de lo cual el universo se asentó y
adquirió un ritmo de expansión más lento. Al estirar y comprimir el
espacio-tiempo las ondas gravitatorias primordiales imprimieron un ligero
patrón en espiral en la radiación remanente, que se convirtió en «polarizada»
—los campos eléctricos de las ondas de luz oscilan hacia atrás y hacia adelante
en una dirección preferente—, mientras la luz comenzó a recorrer libremente el
cosmos. A medida que se perturba el espacio-tiempo, las ondas dan a la luz un
pequeño puntapié que las obliga a cambiar su orientación. El polvo en nuestra galaxia
puede tener el mismo efecto, por lo que cualquier señal debe ser examinada con
cuidado para confirmar que el Universo primordial haya sido la fuente.
Si
tal señal es verificada, sería la primera detección de la radiación de Hawking,
aún cuando no sea en el contexto de los horizones de sucesos del agujero negro.
Al principio el Universo observable era tan pequeño que también tenía un
«horizonte», que emite radiación al igual que en la hipótesis de un agujero
negro. En este caso, la radiación es en forma de gravitones, esas partículas
gravitatorias cuantificadas que se desarrollan en las ondas de gravedad
extensoras y compresoras de la sopa radiactiva primordial. Si la firma de la
radiación de Hawking se puede encontrar y confirmar dentro del Big Bang, es muy
probable que dicha radiación también sea emitida por los agujeros negros. Esto
abre todo un nuevo
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escenario
para la astronomía y la cosmología, el cual comenzó años antes, cuando Jacob
Bekenstein y Stephen Hawking empezaron a pensar fuera de la caja.
Hay
más pruebas cercanas de los efectos de las ondas de gravedad. Dos estrellas de
neutrones en nuestra galaxia, situada a unos 21 mil años luz de distancia,
están orbitando rápidamente entre sí y, también, acercándose cada vez más. La
velocidad de su decadencia orbital —la órbita contrayéndose unos 11.5 pies (3.5
metros) por año— es solo el cambio esperado por los físicos en caso de que este
par binario esté perdiendo energía orbital en forma de ondas gravitacionales.
La cantidad de energía de las ondas coincide, con precisión exquisita, con lo
predicho por la relatividad general. Los astrónomos Joseph Taylor y Russell
Hulse ganaron el Premio Nobel en 1993 por este descubrimiento. Las ondas
gravitacionales emitidas por este sistema son demasiado débiles para ser
registradas actualmente por los observatorios terrestres, pero serán mucho más
potentes cuando las dos estrellas se fusionen finalmente dentro de unos 300
millones de años.
Pero
además, se detectan muchas otras fuentes de ondas de gravedad en el cosmos, y
se producen con regularidad: explosiones de supernovas, fusiones de agujeros
negros y colisiones de estrellas de neutrones, entre otras. Cuando los
observatorios estén en pleno funcionamiento, con tecnología lo suficientemente
sensible como para detectar las ondas procedentes de hasta miles de millones de
años luz de distancia, los científicos esperan poder observar diariamente algún
tipo de evento. Incluso más fuentes podrían ser
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registradas
si la tecnología viaja al espacio, lejos de las interrupciones en tierra. Estos
proyectos están en planeación.
La
detección de la firma de una onda de gravedad es de tan alta prioridad en la
astrofísica relativista que los científicos no están confiando solo en un
método. Hay otro inteligente proyecto con base en objetos astronómicos bien
estudiados: pulsares, los más exquisitos relojes en el Universo. Al monitorear
de cerca las pulsaciones de gran variedad de pulsares particularmente rápidos
—están
en el cielo—, los astrónomos buscan ligeros cambios cuya causa sea el paso de
ondas de gravedad entre el pulsar y el detector en tierra. No importa cómo se
detecte la onda de gravedad de un hoyo negro, este tipo de avistamientos
proporcionaría la prueba final, innegable, de que los agujeros negros son
reales, lo cual sería un momento histórico para los astrónomos, que durante
tanto tiempo negaron su existencia.
****
Un
extraño vórtice polar cayó sobre el área de Dallas en diciembre de 2013,
congelando el aeropuerto y las carreteras. Fue un helado inicio para el XXVII
Simposio de Texas en Astrofísica Relativista, su aniversario 50. Presente casi
cada dos años desde 1963, la conferencia se ha organizado en ciudades de todo
el mundo, desde Múnich y Melbourne hasta Jerusalén y Vancouver. Pero,
dondequiera que tiene lugar aún conserva el nombre Texas en honor a su origen.
El
primer simposio se centró principalmente en los cuásares, con la reciente
introducción del concepto «astrofísica relativista». Durante
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los
50 años siguientes, la lista de los temas del simposio se expandió como un
arrasador incendio forestal. Ahora hay sesiones sobre inflación del Universo,
ondas gravitacionales, búsqueda de materia oscura, explosiones de rayos gamma,
y el fondo de microondas cósmicas. Algunos de estos temas ni siquiera habían
sido imaginados hace medio siglo, cuando aún no se habían descubierto los
pulsares. «No sabemos que las estrellas de neutrones podrían venir equipados
con agarradera y campana», comentó alguien ingeniosamente. Hoy en día, han sido
catalogados más de 2,300 pulsares de nuestra galaxia.
En
cuanto a los agujeros negros, ya no se elevan las cejas al escuchar su nombre.
De hecho, en el simposio de 2013 de Texas se sirvió un suculento banquete de
conversaciones sobre el tema. Los investigadores informaron sobre el origen de
los agujeros negros supermasivos, los estallidos de rayos gamma procedentes de
hoyos de nueva formación, fusiones de agujeros negros, hoyos negros
magnetizados, chorros que disparan contra agujeros negros, y nuevas
investigaciones acerca de estos objetos colapsados. Son un tema tan discutido
en las conferencias actuales de astronomía actual como antes lo era el de una
galaxia, una nebulosa o una estrella. Los agujeros negros estelares son otro
posible punto final (aunque más raro) a la vida de una estrella. Se calcula que
cerca de una de mil estrellas, termina su vida oculta detrás de un horizonte de
sucesos, entre cien millones residentes en la Vía Láctea. A cada tic del reloj,
una de ellas está naciendo en algún lugar del cosmos. Y las supermasivas y
grandilocuentes moradoras del centro de la
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mayoría
de las galaxias son ahora el modelo estándar dentro de la estructura misma de
una galaxia.
John
Wheeler señaló que nunca leía ciencia ficción. «Toda la ciencia ficción que
necesito está ahí, frente a nosotros», dijo. Tenía toda la razón. Los agujeros
negros, tanto tiempo considerados fantasías, se han transformado en algunos de
los habitantes más maravillosos y necesarios del cosmos. Una vez despreciado,
pero ahora aceptado, el agujero negro comienza un nuevo capítulo de su vida.
****
P.
S. El 14 de septiembre de 2015, ese nuevo capítulo comenzó con una corta pero
encantadora «canción». En la madrugada de ese día, los dos observatorios LIGO
registraron a un tiempo el paso de una onda gravitacional, la primera en ser
grabada. La señal duró apenas unas décimas de segundo. La onda comenzó a 30
ciclos por segundo —un bajo profundo— y se elevó rápidamente con un glissando
hasta alcanzar una baja nota LA aguda o una SI, cercana a los 250 ciclos por
segundo. Para los científicos de LIGO era música, una sinfonía que habían
esperado escuchar durante décadas.
A
partir de las características de la señal, los investigadores de LIGO supieron
que habían capturado el último aliento del momento en que dos agujeros negros
masivos, que giraban intensamente uno alrededor de otro, por fin se fusionaban
con un fatídico abrazo. Sus ecuaciones relativistas les dijeron que los dos
hoyos colisionaron hace 1.3 miles de millones de años, cuando las algas
verde-azules eran la forma de vida más compleja en la Tierra. El trascendental
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choque
sacudió fuertemente al espacio-tiempo, y generó una onda de gravedad que viajó
una distancia de unos 1.3 miles de millones de años luz hasta golpear las
playas terrestres.
Fue
un momento histórico. La creencia en la existencia de los agujeros negros ya no
se basa en modelos teóricos o suposiciones. La onda gravitatoria capturada esa
noche de septiembre de 2015 fue un grito directo y compartido de los propios
agujeros negros. «Aquí estamos», decían, «aquí estamos».
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Cronología
1687 Sir Isaac Newton publica en su Principia su
revolucionaria ley de la gravedad.
1758 Aparece puntual el cometa, conforme a la
predicción de
Edmund Halley, un triunfo para la ley
de la gravedad de
Newton.
1783 En Gran Bretaña, John Michell introduce la
versión
newtoniana del agujero negro. Calcula
la masa de una
estrella tan pesada que la luz no podrá
salir de ella,
volviéndola invisible.
1796 Con un razonamiento similar al de Michell, pero
de
manera independiente, en Francia,
Pierre-Simon de
Laplace sugiere la existencia en el
cielo de corps
obscures, o cuerpos estelares ocultos.
1862 En Massachusetts, Alvar Graham Clark descubre
que la
brillante estrella Sirio tiene una
débil compañera.
Posteriormente los astrónomos se
preguntan cómo
puede brillar tan poco y pesar tanto
como el Sol.
1905 Albert Einstein publica lo que llegó a
conocerse como su
teoría especial de la relatividad, la
cual invalida las
nociones newtonianas de un tiempo y un
espacio
absolutos.
1907 El matemático Herman Minkowski demuestra que,
con
la relatividad especial, Einstein ha
convertido el tiempo
en una dimensión más, y llegó con ello
a una entidad
absoluta distinta: espacio-tiempo.
1915 Al introducir su teoría general de la
relatividad, Einstein
amplía con éxito el campo de acción de
la relatividad,
que
permite abarcar otros tipos de movimiento, en especial la gravedad. A esta se
le comienza a ver como
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una fuerza que surge del hundimiento de
masas en el
tapete espacio-tiempo, con objetos que
se mueven a lo
largo de las curvaturas.
1916 El astrónomo alemán Karl Schwarzschild publica
la
primera solución completa de las
ecuaciones de la
relatividad general. Los resultados
llevan al surgimiento
de la esfera de Schwarzschild,
circundante de una masa
contraída a un punto en su centro. El
espacio y el
tiempo parecen detenerse en su
superficie. Es una
versión de lo que hoy llamamos agujero
negro, pero sin
carga y giro. Algunos asumen que es un
artilugio
resultante de las coordenadas usadas;
otros se
muestran seguros de que las estrellas
jamás se podrán
contraer hasta ese estado.
El estonio Ernst Öpik, y luego el
británico Arthur
Eddington, calculan que la compañera de
Sirio con
masa solar debe ser un poco más grande
que la Tierra,
lo cual explicaba su debilitamiento. A
estas estrellas se
les llamó «enanas blancas».
1916 Las expediciones británicas al oeste de África
y Brasil
para observar eclipses confirman que la
luz de las
estrellas se curva cuando pasa cerca
del Sol, siguiendo
la huella que el astro marca en el
espacio-tiempo.
Triunfa la relatividad general.
1926 El teórico británico Ralph Fowler utiliza las
recientes
reglas de la mecánica cuántica para
explicar cómo la
masa del Sol, contraída al tamaño de la
Tierra, puede
permanecer estable como estrella enana
blanca.
1930 Durante un viaje de la India a Gran Bretaña,
Subrahmanyan Chandrasekhar descubre que
la masa
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de las estrellas blancas enanas tiene
un límite máximo.
No sabe qué le sucede a la estrella una
vez que lo ha
cruzado.
1931 El teórico soviético Lev Landau calcula que una
estrella
puede colapsar hasta un punto si tiene
suficiente peso,
pero considera «ridículo» este
resultado, sugiere que el
centro de la estrella forma «un núcleo
gigantesco».
1932 En Inglaterra, James Chadwick descubre el
neutrón.
El físico Karl Jansky, de la compañía
Bell Telephone,
descubre radio ondas que emanan desde
el centro de la
Vía Láctea. Comienza la
radioastronomía.
1933 En una reunión de la American Physical Society,
Fritz
Zwicky y Walter Baade sugieren que en
medio de una
explosión estelar se forma una pequeña
estrella de
neutrones, una supernova. Los
astrónomos consideran
que esta idea es descabellada.
1935 En una reunión de la Royal Astronomical
Society,
Arthur Eddington ataca alevosamente la
conclusión de
Chandrasekhar sobre el desvanecimiento
instantáneo de
una estrella blanca si su densidad va
más allá del límite
máximo.
1939 Einstein publica su «peor artículo científico»,
un intento
por demostrar que las estrellas nunca
pueden colapsar
totalmente hasta un punto (o
singularidad).
1948 El empresario estadounidense Roger Babson
establece la
Gravity Research Foundation con el
objetivo de dar un
nuevo impulso a los estudios
gravitacionales (y poder
desarrollar algún día aparatos
antigravedad). Su
fundación estimula el interés en la
relatividad general.
1952-1953 El físico John Archibald Wheeler imparte en la
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Agujero
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Universidad de Princeton los primeros
cursos del
departamento de Física sobre
relatividad especial y
general. Espera encontrar la causa
física capaz de evitar
que una estrella colapse hasta una
singularidad, como
habían sugerido Oppenheimer y Snyder.
1955 Einstein muere creyendo que sus colegas lo
consideran
un «viejo tonto», y con su mejor
descubrimiento —la
relatividad general— a la sombra de la
investigación en
física.
1957 Un nuevo instituto para investigaciones
gravitacionales
en la Universidad de Carolina del Norte
realiza, en
Chapter Hill, una conferencia sobre el
papel de la
gravedad en la física. El encuentro,
histórico, revitaliza
la investigación acerca del tema.
En un simposio internacional, John
Wheeler y dos de
sus jóvenes colaboradores intentan
demostrar cómo una
estrella que implota puede salvarse a
sí misma de
colapsar hasta la singularidad.
Presente entre el público,
Oppenheimer expresa educadamente su
desacuerdo.
1958 David Finkelstein desarrolla un nuevo marco
referencial
para la relatividad general, el cual
facilita la
comprensión de la física del agujero
negro. Permite a los
físicos visualizar cómo una estrella
que colapsa parece
ser, al observarse a distancia, una
«estrella congelada»,
mientras implota totalmente desde la
perspectiva del
agujero negro. Martin Kruskal ya había
hecho esto, pero
su trabajo se publicó hasta 1960.
~1960 En un coloquio en el Institute for
Advanced Study,
Robert Dickie, físico de Princeton,
compara entre
bromas el total colapso de una
estrella, donde la
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gravedad es tan grande que nada puede
escapar, con el
«agujero negro de Calcuta». En la
audiencia está el físico
Hong-Yee Chiu.
Comienzos En el Livermore National Laboratory en
California, las
de
la década simulaciones en computadora
demuestran que una
de
1960 estrella con suficiente masa
colapsa al final de su vida
hasta convertirse en un agujero negro.
Los físicos
soviéticos obtienen resultados
similares. Convencido por
estos resultados, y por los de
Beckedorff, Wheeler da
marcha atrás en su opinión y se
convierte en el mayor
defensor de los agujeros negros. Los
soviéticos
difícilmente dudaban de su existencia.
1962 Utilizando las nuevas herramientas matemáticas
desarrolladas por Finkelstein y
Kruskal, el estudiante de
Princeton, David Beckedorff y Charles
Misner, logran
una descripción más detallada del
espacio en el exterior
del horizonte de sucesos de un agujero
negro. Fue la
primera identificación de un agujero
negro como objeto
real.
Comienza la astronomía de los rayos X
cuando, en un
cohete, un detector de estas
radiaciones descubre la
primera fuente cósmica de rayos X, Sco
X-1, la cual,
como se supo luego, era una estrella de
neutrones en un
sistema binario.
1963 La radio estrella 3C 273 revela ser el núcleo
súper
luminoso de una galaxia a unos dos mil
millones de
años
luz. A este tipo de objetos pronto se les llama cuásares.
Roy
Kerr resuelve con éxito un antiguo reto de la relatividad general: encuentra
una solución a las
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ecuaciones de Einstein que se ajusta al
campo
gravitacional de una estrella en
rotación.
Se lleva a cabo en Dallas el primer
Simposio de
Astrofísica Relativista de Texas con el
fin de encontrar la
fuente de la increíble energía de un
cuásar. Esta reunión
fue el primer intento relevante para
integrar la
relatividad general y la astrofísica.
1964 Se imprime por primera vez el término agujero
negro, en
el número del 18 de enero de 1964 del
Science News
Letter, que reportaba una sesión de
astronomía sobre la
degeneración de las estrellas en la
reunión anual de la
American Association for the
Advancement of Science
(AAAS).
Hong-Yee Chiu, quien encabezaba la
sesión, tomando
prestado el término a Robert Dickie,
sugirió que el
espacio estaba salpicado de agujero
negros.
Los físicos soviéticos Yakov Zel’dovich
e Igor Novikov, y
por su lado el físico Edwin Salpeter de
la Universidad de
Cornell, sugieren que pueden liberarse
grandes
cantidades de energía mientras la
materia se contrae
hasta formar un objeto colapsado
supermasivo,
formando a su alrededor un disco de
acreción y
explicando, así, la duradera energía
del cuásar
1965 El físico británico Roger Penrose prueba
teóricamente
que un colapso gravitacional siempre da
como resultado
la formación de una singularidad dentro
de un agujero
negro.
1967 John Wheeler usa la frase «agujero negro» para
describir
a su objeto gravitacional colapsado en
un comentario
durante su conferencia en la reunión
anual de la AAAS.
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Cuando su plática es publicada en 1968,
la comunidad
científica comienza a adoptar el
término como nombre
oficial del objeto.
La astrónoma británica Jocelyn Bell
descubre los
pulsares; luego se comprendió que se
trataba de
estrellas de neutrones giratorias. Este
descubrimiento
convenció a muchos de que los agujeros
negros también
podían existir.
1969 Roger Penrose demuestra cómo pueden conseguirse
grandes cantidades de energía a partir
del veloz giro de
un agujero negro.
1971 Con base en los datos del satélite de rayos X
Uhuru, se
identifica a la atípica radio fuente
Cygnus X-1 como
agujero negro, el primero descubierto
en el espacio.
1973 Jacob Bekenstein publica que el área del
horizonte de
sucesos de un agujero negro es una
medición directa de
la entropía del agujero.
1974 En lugar de lograr demostrar que Bekenstein
está
equivocado, Stephen Hawking prueba que
un agujero
negro puede evaporarse gradualmente
mientras con el
tiempo libera radiación («radiación de
Hawking»). Su
descubrimiento es un vínculo histórico
entre la
relatividad general y la mecánica
cuántica.
Kip Thorne y Stephen Hawking apuestan
acerca de si
Cygnus X-1 es o no un verdadero agujero
negro. Thorne
está a favor, Hawking en contra
1977 Roger Blandford y Roman Znajek desarrollan su
modelo
para extraer energía de un agujero
negro giratorio.
1990 Stephen Hawking concede la victoria a Kip
Thorne, y se
reconoce que Cygnus X-1 es un agujero
negro.
240
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
1999 Se termina la construcción del laser
Interferometer
gravitational-Wave observatory, con una
instalación en
Washington y la otra en lousiana.
Comienza a operar en
2001. Se planea para 2015 el inicio de
las operaciones
de detectores más avanzados. Una señal
de ondas
gravitacionales podría ser la primera
prueba directa de
la existencia de un agujero negro.
2013 El Simposio de Texas, de nuevo en Dallas,
celebra su
cincuentavo aniversario. Los agujeros
negros son
totalmente aceptados. Se dan
conferencias sobre su
surgimiento, magnetismo, producción de
energía, y las
ráfagas de rayos gamma que pueden
emitir al nacer.
2015 El 14 de septiembre, los observatorios lIgo
grabaron por
primera vez una onda gravitacional. La
señal de la onda
gravitacional
fue emitida por un par de agujeros negros mientras se combinaban y fusionaban
para formar un agujero negro masivo a 1.3 miles de millones de años luz. Esta
onda gravitacional proporcionó la primera evidencia directa de la existencia de
los agujeros negros.
241
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negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
Notas
Abreviaturas
APS,
American Philosophical Society Library, Filadelfia.
AIP,
American Institute of Physics, Niels Bohr Library and Archives, College Park,
Maryland.
Prefacio
«Como
los unicornios y las gárgolas»: expuesto en Black Holes and Time Warps, el
libro de Kip Thorne sobre el legado de Albert Einstein, p. 23.
«Casi
cualquiera comprende»: expuesto en Cosmic Catastrophes, de John Wheeler, p.
176.
«Toda
verdad pasa por tres estados»: esta cita suele atribuirse a Arthur
Schopenhauer, el célebre filósofo alemán del siglo XIX. En su libro Die Welt
als Wille und Vorstellung (El mundo como voluntad y representación, 1818)
escribió: «Der Wahrheit ist allerzeit nur ein kurzes Siegesfest beschieden,
zwischen den beiden langen Zeiträumen, wo sie als Paradox verdammt und als
Trivial gering geschätzt wird», lo cual se traduce como: «A la verdad solo se
le permite una breve celebración de la victoria entre dos largos periodos,
durante los cuales es condenada por paradójica o menospreciada por trivial».
Sobre esta exposición se han generado muchas variaciones. Ver Shallit,
«Science, Pseudoscience», p. 2.
«Las
predicciones de Einstein»: Chandrasekhar, «Theory of Relativity», p. 249.
«obra
de arte»: Born, «Physics and Relativity», p. 253.
242
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la
energía de mil millones de soles: Begelman y Rees, Gravity’s Fatal Attraction,
p. III.
«La
belleza es el esplendor de la verdad», Wali, «Chandra», p. 13. Ver también:
«Subramanyan Chandrasekhar —Nobel Lecture: On Stars, Their Evolution and Their
Stability», disponible en
http://www.-nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/-1983/chandrasekharlecture.html,
consultado el 10 de abril de 2016.
«Comenzaremos
a comprender»: expuesto por Wheeler y Ford en Geons, Black Holes, p. 5.
Capítulo
1. Por tanto, es posible que los mayores cuerpos luminosos del Universo sean
invisibles
todo
caía hacia él: expuesto en De caelo (En los cielos) de Aristóteles, su tratado
cosmológico escrito en el siglo IV a. C.
el
Sol estaba en posición central: Copérnico expuso su teoría en De Evolutionibus
Orbium Coelestium (Sobre las revoluciones de las esferas celestes), publicado
en 1543, el año de su muerte.
la
Tierra como un enorme imán: ver William Gilbert, De Magnete (Sobre los imanes,
1600).
hilos
de fuerza magnética: discutido en Epitome Astronomiae Copernicanae (Epítome de
la astronomía copernicana, 1618-1621), de Johannes Kepler.
vórtices
de éter: descritos en Le Monde (El mundo), de Rene Descartes, libro escrito
entre 1629 y 1633 y publicado completo hasta 1677.
«Dudó
y debatió»: Westfall, Never at Rest, p. 155.
243
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desarrollando
una intrigante serie de conjeturas: el artículo de Hooke titulado Attemp to
Prove the Motion of the Earth; fue editado en 1674. Lo volvió a publicar en
1679 en sus Lectiones Cutlerianae. «círculo, elipse»: Westfall, Never at Rest,
p. 382.
«Soy…
tímido»: Brewster, Memoirs of Newton, p. 193.
«En
una ellipsis»: Westfall, Never at Rest, p. 403.
«éxtasis,
para entregarse por completo»: Westfall, Never at Rest, p.
103.
como
había planteado Kepler: Kepler, Astronomia Nova (La nueva astronomía, 1609).
«Para
la Naturaleza es sencillo»: Newton, Principia, p. 794. «Aún no
he
sido capaz»: Newton, Principia, p. 943.
el
cometa regresará: en Halley, Astronomy of Comets.
«el
más ingenioso»: McCormmach, «Michel and Cavendish», p. 127.
«padre
de la sismología moderna»: Hardin, «Scientific Work», p. 30. Michell fue capaz
de calcular: Jungnickel y McCormmach, Cavendish, p. 185.
posteriormente,
su amigo Cavendish consiguió su balanza de torsión: Crossley, «Mystery», p. 62.
enterrar
sus ideas originales: Crossley, «Mystery», p. 66.
«hombre
de baja estatura»: Montgomery, Orchiston y Whittingham, «Michell, Laplace», p.
90.
«cometa
de primera magnitud»: Crossley, «Mystery», p. 69.
«continuó
satisfaciendo»: Montgomery, Orchiston y Whittingham, «Michell, Laplace», p. 90.
244
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«suposiciones
que contienen imposibilidades»: Michell, «Inquiry into the Probable Parallax»,
p. 249.
la
contribución más perceptiva e innovadora: Montgomery, Orchiston y Whittingham,
«Michell, Laplace», p. 91.
«esos
fuegos»: Michell, «Inquiry into the Probable Parallax», p. 238. «un muy valioso
regalo»: Michell, «Means of discovering the Distance», p. 36.
«Sobre
los medios»: Michell, «Means of discovering the Distance», p.
36.
una
serie de reuniones: Jungnickel y McCormmach, Cavendish, pp.
344-345.
Michell
tenía verdadera devoción por la Sociedad: Jungnickel y McCormmach, Cavendish,
p. 565, n. 7.
no
detectaban: McCormmach, «Michell and Cavendish», p. 149. algunos historiadores
han especulado: Jungnickel y McCormmach, Cavendish, p. 564.
el
tirón también afectaría a la luz: Michell, «Means of Discovering the Distance»,
pp. 36-37.
«la
luz»: Michell, «Means of Discovering the Distance», p. 42. «una
estrella
luminosa»: Laplace, System of the World, p. 367.
«crítica
de un tenaz colega»: Montgomery, Orchiston y Whittingham, «Michell, Laplace»,
p. 93.
su
conjetura sobre la estrella invisible: Gillispie, Laplace, p. 175. gira en
torno a una estrella luminosa: Michell, «Means of Discovering the Distance», p.
50.
Capítulo
2. Newton, lo lamento
245
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«velocidad
es tan cercana a la de la luz»: Maxwell, «Dynamical Theory», p. 466.
«si
la única ocupación»: Maxwell, «Introductory Lecture», p. 244.
«no
era correcta»: Einstein, Collected Papers, I, p. 131.
«algo
así no existe»: Einstein, «Autobiographical Notes», p. 53. «introduciremos otro
postulado»: como está traducido en Principle of Relativity, de Lorentz et al.,
p. 38. El artículo original es de Einstein: «Elektrodynamik beweger Körper».
«superfluo»:
Lorentz et al., Principle of Relativity, p. 38.
«un
“espacio absolutamente estacionario”»: Lorentz et al., Principle of Relativity,
p. 38.
«para
mí»: Born, «Physics and Relativity», p. 250.
«el
espacio por sí solo»: Minkowski, «Space and Time», p. 75. Originalmente, esto
se presentó como disertación en la XVIII Asamblea de Naturalistas y Físicos
Alemanes, llevada a cabo en Colonia, Alemania, el 21 de septiembre de 1908.
«vana»: Fölsing, Einstein, p. 245.
«aprendizaje
superfluo»: Pais, Subtle Is the Lord, p. 152.
«un
juego de niños»: Einstein, Collected Papers, 5, p. 324.
las
etapas más felices de su vida: Stachel, Einstein from «B» to «Z», p.
5.
«como
un niño»: Eisenstaedt, Curious History of Relativity, p. 67. «permanecer en
pañales»: Fölsing, Einstein, p. 245. Esta cita viene de un libro sobre
relatividad especial y general que Einstein publicó en 1917 con el título Über
die spezielle und allgemeine Relativitätstheorie, gemeinverständlich (Sobre la
teoría de la
246
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Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
relatividad
especial y general, comprensible para todos). Otros han traducido la cita como
si la relatividad general «quizás no hubiera dejado atrás sus elegantes
ropajes». Preferí la traducción de Fölsing. «¡Grossman!, debes ayudarme»: Pais,
Subtle Is the Lord, p. 212. «Estaba fuera de mí»: Hoffman, Einstein, p. 125.
«sueños
más audaces»: Einstein, Collected Papers, 8, p. 160.
«el
espacio-tiempo le dice a la materia»: Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p.
235.
«Newton,
lo lamento»: Einstein, «Autobiographical Notes», p. 31.
en
1911, sugirió una prueba específica: Einstein, «Influence of Gravity».
«No
tenemos tiempo de echar una mirada [al Sol]»: Eddington, Stars and Atoms, p.
115.
su
carencia de rigor científico al estar a favor de Einstein:
Eddington,
Stars and Atoms, p. 116.
«todas
las luces se curvaron en el cielo»: The New York Times, 10 de noviembre de
1919, p. 17.
«Como
el hombre en el cuento de hadas»: Einstein, Collected Papers, 10, p. 265.
Capítulo
3. Entonces uno podría encontrarse… en una
geometría
mágica
en
menos de un mes: Schwarzschild escribió a Einstein desde el frente ruso el 22
de diciembre de 1915. Ver: Einstein, Collected Papers, 8, pp. 163-165.
«los
resultados de Einstein»: Dictionary of Scientific Biography, s.v.,
«Schwarzschild, Karl». Escribió estas palabras en su artículo «On the
247
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
Gravitational
Field of a Mass Point According to Einstein’s Theory», publicado por primera
vez en Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften
zu Berlin, Phys.-Math. Klasse (1916), pp. 189-196. En una traducción inglesa
(Schwarzschild, «Gravitational Field of a Mass Point», p. 952), la frase se
expresa así: «dejemos que el resultado del Sr. Einstein brille con mayor
claridad».
«Podemos
preguntarnos»: Schwarzschild, «Ueber das zulässige Krümmungsmaass des Raumes»,
p. 337. Traducido del alemán: «Man kann die Vorstellungen bis ins Einzelnste
ausbilden, wie die Welt in einem sphärischen oder pseudosphärischen
[Geometrie]… Man befindet sich da —wenn man will— in einem geometrischen
Märchenland, aber das Schöne an diesem Märchen ist, dass man nicht weiss, ob es
nicht am Ende doch Wirklichkeit ist». La traducción que aquí se usa es la de
Chandrasekhar en Truth and Beauty, p. 146.
había
seguido con avidez el avance de Einstein: AIP, entrevista de Spencer Weart a
Martin Schwarzschild, 10 de marzo de 1977. deseaba despejar cualquier dudaduda:
Schemmel, «Astronomical Road», p. 465.
«Las
consecuencias»: Sampson, «Principles of Relativity and Equivalence», p. 155.
«se
quedaron atorados»: Eisenstaedt, Curious History of Relativity, p.
266.
«La
masa produciría»: Eddington, Internal Constitution of the Stars, p. 6.
248
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«Se
dieron cuenta»: Einsenstaedt, Curious History of Relativity, p.
264.
la
mejor manera de describir este lugar inusual: Eisenstaedt, Curious History of
Relativity, pp. 307-308.
la
esfera mágica se estiraría: Wheeler, Cosmic Catastrophes, p. 179. Supuso que la
novedosa entidad de Schwarzschild: Earman y Eisenstaedt, «Einstein and
Singularities», p. 186. Einstein especifica esto en la 3a edición de Meaning of
Relativity, p. 124, y en las ediciones posteriores a esta.
Muchos
vieron la esfera de Schwarzschild: ver Piaggio y Critchlow, «Supposed
Relativity Method».
realizó
un pequeño cálculo: Eisenstaedt, Curious History of Relativity, p. 261.
las
densidades podrían ser mayores: ver Jeffreys, «Compressibility of Dwarf Stars».
«claramente
insignificante», Schwarzschild, «Gravitational Field of a Sphere», p. 434.
Disponible en http://cds.cern.ch/record/412373/ files/9912033.pdf, consultado
el 10 de abril de 2016.
estuvo
en la audiencia: Schemmel, «Astronomical Road», p. 464. desarrolló rápidamente
dos documentos: Schwarzschild, «Gravitational Field of a Mass Point» y
«Gravitational Field of a Sphere».
«Como
ve, la guerra»: Einstein, Collected Papers, 8, p. 164.
siempre
listo para saciar su sed con una buena cerveza: entrevista de Weart a
Schwarzschild.
«No
hubiera esperado»: Einstein, Collected Papers, 8, p. 175.
249
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«llegará
un momento»: Anderson, «Advance of the Perihelion», p.
627.
«la
concentración hasta ese nivel»: Lodge, «Supposed Weight and Ultimate Fate of
Radiation», p. 551.
«Un
sistema estelar»: Lodge, «Supposed Weight and Ultimate Fate of Radiation», p.
551.
Capítulo
4. ¡Debería haber una ley de la naturaleza para evitar
que
una estrella se comporte de esta manera absurda!
una
ligera oscilación: Bessel, «Variations of Proper Motions». Completaba cada
cincuenta años una órbita: Bessel, «Variations of Proper Motions», p. 139.
«El
tema»: Bessel, «Variations of Proper Motions», p. 136.
más
cerca de la brillante Sirio: Holberg y Wesemael, «Discovery of the Companion of
Sirius», p. 167.
probando
la óptica: Holberg y Wesemael, «Discovery of the Companion of Sirius», p. 162.
«pudo
haber sido un acuerdo [preestablecido»: Welther, «Discovery of Sirius B», p.
34.
«Queda
por verse»: Bond, «Companion of Sirius», pp. 286-287. Ver también: Holberg y
Wesemael, «Discovery of the Companion of Sirius», p. 165.
Premio
Lalande: Holberg y Wesemael, «Discovery of the Companion of Sirius», pp.
170-171.
una
estrella solar enfriándose: DeVorkin, «Hertzsprung-Russell Diagram», p. 32.
250
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negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
compañera
de la estrella 40 Eridani —conocida desde 1783—: Fue descubierto por William
Herschel durante su búsqueda de estrellas dobles, el 31 de enero de 1738. Ver
Herschel, «Catalogue of Double Stars», p. 73.
confirmó
el espectro: Adams, «A-Type Star».
«Me
quedé atónito»: Philip y DeVorkin, «In Memory of Henry Norris Russell», p. 90.
Adams
determinó: Adams, «Spectrum of the Companion of Sirius». Pronto, los
investigadores teóricos: ver Öpik, «Densities of Visual Binary Stars», y
Eddington, «Relation Between the Masses».
«un
resultado imposible»: Öpik, «Density of Visual Binary Stars», p.
302.
«cuando
el mensaje»: Eddington, Stars and Atoms, p. 50.
Ralph
Fowler: Fowler, «On Dense Matter».
«Es
algo tan simple»: AIP, entrevista de Spencer Weart a Subrahmanyan
Chandrasekhar, 17 de mayo de 1977. Disponible en
http://www.aip.org/history/ohilist/4551_1.html, consultado el 11 de abril de
2016.
un
breve texto publicado en 1931: Chandrasekhar, «Maximum Mass of Ideal White
Dwarfs».
«Lamento»:
entrevista de Weart a Chandrasekhar.
una
conclusión más fuerte (y extraña): Wali, «Chandra’s Work in Historical
Context».
«lo
cual consideró “inconcebible”»: Chandrasekhar, «Highly Collapsed
Configurations», p. 463.
251
Preparado por Patricio Barros
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«no
existe en toda la teoría cuántica»: Landau, «Theory of Stars», p.
287.
«este
resultado era obviamente ridículo»: Landau, «Theory of the Stars», p. 287.
una
idea previa del físico atómico danés Niels Bohr: Hufbauer, «Landau’s Youthfull
Sallies», p. 340.
El
núcleo estelar era una zona «patológica»… «un núcleo gigantesco»:
Landau,
«Theory of Stars», pp. 287-288.
«Podemos
concluir»: Chandrasekhar, «Remarks of the State of Matter», p. 327.
Los
máximos eruditos británicos en física estelar —Eddington, James Jeans, y Edward
Milne— estaban muy ocupados discutiendo: Miller, Empire of the Stars, pp.
81-82.
«Es
necesario»: Chandrasekhar, «Stellar Configurations», p. 377. «pero me mantuve
alejado de ella»: entrevista de Weart a Chandrasekhar.
«Me
parecía»: entrevista de Weart a Chandrasekhar.
Asumió
el reto: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 153.
Esta
vez tenía una solución exacta: Wali, Chandra, p. 124.
«Envuelto
en el rompecabezas»: Miller, Empire of the Stars, p. 103. «Cuando la densidad
central»: Chandrasekhar, «Highly Collapsed Configurations (Second Paper)», p.
207.
«¡Debería
haber una ley de la naturaleza!»: «Discussion of Papers», p.
38.
su
indispensable calculadora: Miller, Empire of the Stars, p. 11.
«No
sé si he de salir vivo»: «Discussion of Papers», pp. 38-39.
252
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
«una
alianza profana»: Eddington, «Relativistic Degeneracy», p. 195.
La
defensa de Chandra: Thorne, Black Holes and Time Warps, p.
162.
«Stoner’s
findings» [«Los hallazgos de Stoner»]: Nauenberg, «Edmund C. Stoner», p. 301.
Eddington
intimidaba a Chandra: Miller, Empire of the Stars, p. 109.
«bufonería
estelar»: Chandrasekhar, Truth and Beauty, p. 132.
«los
debates eran un deporte»: comunicación por correo electrónico con Werner
Israel, 2 de diciembre de 2013.
«una
especie de Don Quijote», Wali, Chandra, p. 145.
«límite
de Chandrasekhar»: A comienzos de la década de 1960, los artículos en las
publicaciones especializadas en astrofísica comenzaron a hablar de «el límite
de masa de Chandrasekhar». «Tenía que decidir»: Wali, Chandra, p. 146.
«En
1935 […] la comunidad astronómica»: Hawking e Israel, Three Hundred Years of
Gravitation, p. 222.
Chandra
admitió: Chandrasekhar, «Black Hole in Astrophysics», p.
5.
Capítulo
5. Les demostraré a esos bastardos
la
noche del 29 de agosto de 1975: International Astronomical Union Circular No.
2826, 1975; Mobberley, Cataclysmic Cosmic Events, p. 52; Shipman, Restless
Universe, p. 308; «Fascination with Celestial Events»
Hiparco:
Russel, «Address», p. 2.
seis
mil años luz: la distancia aún es inexacta. Ver Wade et al., «Sharpened Hα+ [N
II] Image», p. 1738.
253
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
la
fuerza de su campo gravitacional: Comins y Kaufmann, Discovering the Universe,
p. 222.
«Hay
algo misterioso»: Russel, «Address», p. 2.
«fenómeno
de orden distinto»: Russel, «Address», p. 4.
«nova
gigante»: Osterbrock, Walter Baade, p. 57.
«nova
excepcional»: ver, por ejemplo, Hubble, «Spiral Nebula», p.
127.
«nova
mayor»: Osterbrock, Walter Baade, p. 57.
Baade
tenía un defecto en la cadera: Osterbrock, Walter Baade, p.
3.
«contempló los misterios»: Robinson, Schild, y Schücking, Quasi-Stellar
Sources, p. xi.
la
fotografió con regularidad: Osterbrock, Walter Baade, p. 8.
excepcional
nova: Baade y Zwicky, «Super-Novae». El astrónomo Osterbrock piensa que este
artículo fue sobre todo trabajo de Baade. Ver Osterbrock, Walter Baade, p. 58.
Knut
Lundmark: Lundmark, «Pre-Tychonic Novae».
la
astronomía era su «hobby»: Zwicky, Morphological Astronomy, p.
11.
existencia
de «materia oscura» cósmica: Zwicky, «Die Rotverschiebung», p. 122.
«Zwicky
era una de esas personas»: Bartusiak, Through a Universe Darkly, p. 196.
James
Chadwick había bombardeado: Chadwick, «Possible Existence of Neutron».
«Una
estrella así»: Baade y Zwicky, «Cosmic Rays from Super-Novae», p. 263. Se cree
que mientras a Baade se deben las
254
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
observaciones
astronómicas de la supernova, Zwicky fue el responsable de las teorías
especulativas. Ver Osterbrock, Walter Baade, pp. 58-59.
una
anchura no mayor que la de una ciudad: Wheeler, Cosmic Catastrophes, pp. 36-37.
lavabo:
McClintock, «Do Black Holes Exist?», p. 30.
«puede
ser el origen»: Chandrasekhar, «White Dwarfs», p. 245.
Capítulo
6. Solo permanece su campo gravitacional
destacaban
por su visión creativa: Hufbauer, «Landau’s Youthful Sallies», p. 344.
astuto
practicante: Hufbauer, «Landau’s Youthful Sallies», p. 345.
«núcleo
de neutrones»: Landau, «Origin of Stellar Energy», p. 334.
que
liberaba más energía: Landau, «Origin of Stellar Energy», p. 334.
«similar
a las condiciones»: Gamow, Structure of Atomic Nuclei, p.
235.
«sería
suficiente»: Gamow, Structure of Atomic Nuclei, p. 238.
envío
su manuscrito: Landau, «Origin of Stellar Energy».
«podemos
considerar»: Landau, «Origin of Stellar Energy», p. 334.
«una
osada idea»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 186.
folleto
antiestalinista: Hufbauer, «Landau’s Youthful Sallies», p. 352. el físico
soviético, Pyotr Kapitsa: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 186.
e
incito a su colega J. Robert Oppenheimer: Cassidy, Oppenheimer, p. 175.
«Oppenheimer
ya estaba al tanto»: Hufbauer, «Path to Black Holes», p. 39.
255
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
no
podían albergar núcleos neutrónicos: Oppenheimer y Serber, «Stability of
Stellar Neutron Cores». En un pie de página los autores agradecen a Bethe por
las discusiones sobre el tema.
si
los núcleos de neutrones de Landau: Hufbauer, «Landau’s Youthful Sallies», p.
352.
llegaba
a su escuela, privada, en una limosina con chofer: Cassidy, Oppenheimer, p. 16.
llenó
con muestras el apartamento familiar en Manhattan: Cassidy, Oppenheimer, p. 17.
«Lo
que fundamentalmente desarrolló»: Cassidy, Oppenheimer, p.
135.
«algo
así como un dios»: Cassidy, Oppenheimer, p. 154.
Trabajó
con Max Born: Ferreira, Perfect Theory, p. 58.
[Landau]
estaba convencido: Hufbauer, «Landau’s Youthful Sallies», p. 341.
ayudó
a organizar un simposio: Cassidy, Oppenheimer, p. 174. «Tolman asesorando al
margen»: Hufbauer, «Path to Black Holes», pp. 41-42.
Volkoff
trabajó con una calculadora: Hufbauer, «Path to Black Holes», p. 42.
artículo
de ocho páginas: Oppenheimer y Volkoff, «Massive Neutron Cores».
«tour
de force»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 207.
«La
pregunta sobre lo que pasa»: Oppenheimer y Volkoff, «Massive Neutron Cores», p.
380.
256
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
Era
posible: Oppenheimer y Volkoff, «Massive Neutron Cores», p.
381.
«Oppie
era extremadamente culto»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 212.
«muy
raros»: Smith y Weiner, Robert Oppenheimer, pp. 208-209. «Solo permanece el
campo gravitatorio»: Oppenheimer y Snyder, «Continued Gravitational
Contraction», p. 456.
«el
artículo más audaz y asombrosamente profético»: Hawking e Israel, Three Hundred
Years of Gravitation, pp. 226-227.
«lista
de oro»: Hufbauer, «Landau’s Youthful Sallies», p. 353. [«estudiantes de
posgrado»]: Dyson, «Chandrasekhar’s Role», p. 47. En cierta ocasión Oppenheimer
le dijo al físico Hong-Yee Chiu que su artículo sobre objetos colapsados
gravitacionalmente «era solo un ejercicio para que sus estudiantes lo
trabajaran como tesis de posgrado»: comunicación por correo electrónico con
Chiu, 3 de enero de 2014.
«más
importante contribución»: Dyson, «Chandrasekhar’s Role», p.
46.
Hasta
Einstein: Einstein, «Stationary System with Spherical Symmetry».
Einstein
saturó y acomodó: Earman y Eisenstaedt: «Einstein and Singularities», p. 225.
«Uno
no puede estar seguro»: Einstein, «Stationary System with Spherical Symmetry»,
p. 922.
«gran
número»: Einstein, «Stationary System with Spherical Symmetry», pp. 922-923.
257
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
«fuerte
candidato»: Earman y Eisenstaedt: «Einstein and Singularities», p. 230.
«estaba
tan firmemente convencido»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 137.
«Hay
un curioso paralelo»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p.
139.
Los
teóricos reverenciaban: Chandrasekhar, Truth and Beauty, p.
69.
«física
judía»: Beyerchen, Scientists Under Hitler, pp. 132-133.
las
universidades de todo el mundo rara vez ofrecían: esto no tiene precedentes. En
1904, unas cuatro décadas después de que Maxwell introdujera sus leyes del
electromagnetismo, lord Kelvin escribió: «La llamada “teoría electromagnética
de la luz” no nos ha ayudado hasta ahora… me parece que más bien es un paso
atrás». Kelvin, Baltimore Lectures, vii, p. 9.
«Fue
despreciado»: Eisenstaedt, Curious History of Relativity, p. 242. «con algunos
conceptos engañosos»: Eisenstaedt, Curious History of Relativity, p. 234.
«probablemente
también nuestros procesos cerebrales»: Eisenstaedt, Curious History of
Relativity, p. 234.
«Profesor
Eddington»: Chandrasekhar, Truth and Beauty, p. 117. menos de uno por ciento:
Eisenstaedt, Curious History of Relativity, pp. 247-248.
«con
los dedos»: Infeld, Conférence internationale, pp. xv-xvi.
físicos
prometedores: Ferreira, Perfect Theory, p. 81.
258
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negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
«Como
carece de experimentación»: Feynmann, Lectures on Gravitation, p. xxvii.
«Quienes
trabajábamos en este campo éramos vistos con recelo por los otros físicos»:
Infeld, Conférence internationale, p. xv.
Capítulo
7. No podría haber elegido un momento más
emocionante
para ser físico
estaba
a punto de citaminar: DeWitt, «Quantum Gravity», p. 414. «En pocos años»:
Hawking e Israel, Three Hundred Years of Gravitation, p. 250.
«Babson
estaba fascinado»: Kaiser, «Making Theory», p. 576. Estoy en deuda con David
Kaiser por haber hecho que me diera cuenta de la inusual contribución de Roger
Babson a la física gravitacional. «por la Gran Depresión»: Kaiser, «Making
Theory», p. 577.
«su
hermana mayor se ahogó»: Kaiser, «Making Theory», pp. 582-
583.
Posteriormente, Babson también perdió a un nieto durante un rescate en agua.
«Es
para recordar a los estudiantes»: Kaiser, «Making Theory», p.
574.
Monumentos
similares: disponible en http://en.wikipedia.org/wiki/
Gravity_Research_Foundation, consultado el 10 de abril de 2016. «la leyenda [de
Tufts]»: Kaiser, «Making Theory», p. 574. «charlatanes y locos»: Rickles,
«Chapel Hill Conference», p. 11.
«una
pérdida de tiempo»: DeWitt, «New Directions of Research», p.
30.
Agnew
Bahnson: Rickles, «Chapel Hill Conference», p. 9.
259
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Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
no
tenían «conexión alguna»: Rickles, «Chapel Hill Conference», p.
13.
«hito»:
Kaiser, «Making Theory», p. 592.
«Con
la Organización de conferencias»: Kaiser, «Making Theory», p.
594.
«estableció
un récord»: Dyson, «John Archibald Wheeler», p. 126. «cojos»: APS, Wheeler
Papers, caja 8, folder de Misner Folder 1, Wheeler a Kenneth Case, 17 de enero
de 1964.
«Eso
no existe», APS, Wheeler Papers, caja 149, folder 12, Bekenstein a Wheeler, 23
de agosto de 1976.
«Antes
que otros», Dyson, «John Archibald Wheeler», p. 128.
Wheeler
creció: Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, pp. 71-81.
«decidido
a forjar», Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p. 86.
«No
es exagerado», Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, pp. 92-93. «Fue un vuelo sin
freno», APS, Wheeler Papers, caja 133, entrevista de Wheeler con Jeremy
Bernstein, folder 1, p. 26.
«El
Vaticano de la Física», Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p.
142.
Publicando
un artículo con Bohr en 1939: Bohr y Wheeler, «Mechanism of Nuclear Fission».
«Por
fin hallé mi vocación», Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p.
159.
Justo
media hora después: APS, Wheeler Papers, cuaderno de relatividad, vol. 39.
Antes, la relatividad general era materia del Departamento de Matemáticas de
Princeton. El Departamento de
260
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Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
Física
de Harvard añadió la relatividad general a su programa de estudios hasta 1967.
Ver Kaiser, «A ψ is just a ψ?», pp. 321-322. «Deseaba enseñar relatividad»,
Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p. 228.
«encaminados
hacia una compleja maraña», APS, Wheeler Papers, caja 184, folder de la Junta
Mentora y de Sondeo, p. 6.
se
había estado preguntando si el espacio curvo: AIP, entrevista de Kenneth Ford
con John Wheeler, sección IX, 4 de marzo de 1994. «era capaz de mirar», Wheeler
y Ford, Geons, Black Holes, p. 229. «Parecía disfrutar»: Wheeler y Ford, Geons,
Black Holes, pp. 106-107.
«hasta
que se convierte en cenizas»: Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p. 229.
«más
que una superstición»: Hoyle et al., «Relativistic Astrophysics», p. 909.
«sesiones
de conversación libres»: Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p. 21.
libro
Not Crazy Enough: Conniff, «Johnny Wheeler’s Space Odyssey», p. 14.
«Jugaba
tanto»: entrevista con Robert Fuller, 11 de septiembre de 2013.
«asentándose
en úlitma instancia»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 210.
«electromagnética,
gravitatoria, de neutrinos»: Harrison, Wakano y Wheeler, «Matter Energy and
High Density», p. 140.
261
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Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
«que
se ubica en la frontera indómita»: Harrison, Wakano, and Wheeler,
«Matter-Energy at High Density», p. 137.
«el
siguiente resquicio potencial»: Harrison, Wakano y Wheeler, «Matter-Energy and
High Density», pp. 147-148.
«Es
muy difícil»: Harrison, Wakano y Wheeler, «Matter-Energy and High Density», p.
148.
«un
novato de posgrado… salí»: Klauder, Magic Without Magic, p.
231.
«En
los círculos occidentales»: Hawking e Israel, Three Hundred Years of
Gravitation, p. 231.
«un
cuerpo debe tender»: Hawking e Israel, Three Hundred Years of Gravitation, p.
231.
«lo
ayudó a obtener un título de doctorado»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p.
222.
«la
física de las estrellas»: Sakharov, Memoirs, p. 102.
«progenie
intelectual… Wheeler fue un visionario carismático»:
Thorne,
Black Holes and Time Warps, p. 261.
«Zel’dovich
era el duro jugador/entrenador»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 261.
«Cuando
la masa»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 239. «Tenía muchas
discusiones»: APS, Wheeler Papers, caja 133, transcripción de la entrevista de
Wheeler con Jeremy Bernstein, folder 1, p. 147.
condujeron
a la misma respuesta: Thorne, Black Holes and Time Warps, pp. 240-241.
«estrella
congelada»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 255.
262
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negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
«No
se puede apreciar»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p.
244.
desarrolló
un nuevo marco de referencia: ver Finkelstein, «Past-Future Asymmetry».
se
había unido: Hawking e Israel, Three Hundred Years of Gravitation, p. 238.
Kruskal,
había llegado a: Kruskal, «Maximal Extensions of Schwarzschild Metric».
Wheeler
cayó en cuenta: Hawking e Israel, Three Hundred Years of Gravitation, p. 238.
tanto
Finkelstein como Kruskal: Eisenstaedt, Curious History of Relativity, p. 293.
«El
campo de la gravitación»: Eisenstaedt, Curious History of Relativity, p. 299.
el
tratado de Beckedorff: Beckedorff, «Terminal Configurations of Stellar
Evolution».
«Incluso
si se enviase»: entrevista con Misner, 25 de noviembre de 2013.
«Se
ha ido»: entrevista con Misner.
«Desde
el exterior»: Rindler, «Visual Horizons in World-Models», p.
663.
Evgeny
Lifshitz e Isaak Khalatnikov: Lifshitz y Khalatnikov, «Singularities of
Cosmological Solutions, I» y «Singularities of Cosmological Solutions, II».
«Un
agujero negro no tiene cabello»: Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p. 297.
263
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«la
materia nuclear»: Wheeler, «Our Universe», p. 5.
«Cuando
regresé a Cambridge»: AIP, entrevista de Alan Lightman con Roger Penrose, 24 de
enero de 1989.
«ridícula
y misteriosa»: lo dijo Penrose en una mesa redonda. «Recollections of the
Relativistic Astrophysics Revolution», 25° Simposio de Texas, Dallas, 11 de
diciembre de 2013.
publicó
un teorema en Physical Review Letters: Penrose, «Gravitational Collapse».
el
avance más influyente: Hawking e Israel, Three Hundred Years of Gravitation, p.
253.
«Las
desviaciones de la simetría esférica»: Penrose, «Gravitational Collapse», p.
58.
«el
gato de Cheshire»: Wheeler, «Our Universe», p. 9.
«Con
esta predicción»: Wheeler, «Our Universe», p. 11.
«una
última pesquisa»: Thorne, Black Holes and Time Warps, pp.
296298.
«poca
relevancia para el Universo real»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 268.
Capítulo
8. Era el más extraño espectro que jamás hubiera visto
sobre
las ruedas de un Ford Modelo-T: Sullivan, «Karl Jansky», p.
42.
«El
carrusel de Jansky»: Kraus, «Karl Guthe Jansky’s Serendipity», p. 58.
Después
de un año de trabajo detectivesco: ver Jansky, «Electrical Disturbances».
«ruido
estelar»: Friis, «Karl Jansky», p. 842.
264
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Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
«resultado
de algún tipo de inteligencia»: «New radio Waves Traced to Centre of the Milky
Way».
«sonaba
como el vapor»: «Radio Waves Heard from Remote Space». «algún tipo de agitación
térmica»: Jansky, «Source of Interstellar Interference», p. 1162.
«El
mundo de decibelios»: Sullivan, «Karl Jansky», p. 54.
envió
sus resultados: Reber, «Cosmic Static» (1940).
primer
mapa: Reber, «Cosmic Static», (1944).
«la
era con más acontecimientos»: Hawking e Israel, Three Hundred Years of
Gravitation, p. 240.
10
millones de soles: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 339; ver también
Burbidge, «Possible Sources of Radio Emission» y «Theoretical Explanation of
Radio Emission».
«eficiencia
del combustible nuclear»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 340.
precisión
de la luz: «First True Radio Star?», p. 148.
«Tomé
un espectro», Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 335. Los astrónomos ni
siquiera pudieron encontrar: Hawking e Israel, Three Hundred Years of
Gravitation, p. 243; ver también: «First True Radio Star?», p. 148.
«totalmente
ridículo»: Robinson, Schild, y Schücking, Quasi-Stellar Sources, p. xv.
sentado
en su escritorio: Bartusiak, Thursday’s Universe, p. 151.
Aceleraba
por el espacio: Schmidt, «3C 273».
265
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Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
cuásares:
el físico Hong-Yee Chiu acuñó el término al usarlo por primera vez en 1964 en
un artículo que escribió para Physics Today sobre el I Simposio de Texas. Ver
Chiu, «Gravitational Collapse».
«The
Astrophysical Journal»: Schmidt, «Space Distribution», p. 371.
«Lo
insultante»: Bartusiak, Thursday’s Universe, p. 152.
viejas
placas fotográficas: Hawking e Israel, Three Hundred Years of Gravitation, p.
246.
«El
descubrimiento de los cuásares»: Schmidt, «Discovery of Quasars», p. 351.
«al
límite de la relatividad»: Hoyle y Fowler, «Nature of Strong Radio Sources», p.
535.
Vitaly
L. Ginzburg: Ginzburg, «Nature of radio Galaxies».
Un
grupo de reconocidos relativistas organizó: Robinson, Schild, y Schücking,
Quasi-Stellar Sources, p. iv.
dispositivos
anti gravitatorios: ver Kaiser, «Making Theory», cap. 10, «Roger Babson and the
Rediscovery of General Relativity».
«Desde
hace más de 10 años»: Robinson, Schild, y Schücking, Quasi-Stellar Sources, p.
v.
«Estoy
ansioso por verlos»: APS, Wheeler Papers, caja 20, folder de Penrose, Roger
Penrose a Wheeler, 9 de septiembre de 1963.
Capítulo
9. ¿Por qué no lo llamas agujero negro?
«las
personas llegaran a reconocer»: Schücking, «First Texas Symposium», p. 48.
«Darle
a la vida un poco de sabor»: Schücking, «First Texas Symposium», p. 48.
«Nadie
sabe»: Schücking, «First Texas Symposium», p. 49.
266
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negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
«texanizada»:
Schücking, «First Texas Symposium», p. 49.
«particularmente
valioso»: Schücking, «First Texas Symposium», pp.
48-49.
«Hemos
arreglado eso»: Schücking, «First Texas Symposium», p. 50. «La relatividad era
la bella durmiente»: Renn, discusión en una mesa redonda, «Recollections of the
Relativistic Astrophysics Revolution», 27° Simposio de Texas, Dallas, 11 de
diciembre de 2013.
dio
la bienvenida a los conferenciantes: Hawking e Israel, Three Hundred Years of
Gravitation, p. 245.
nos
pidió sincronizar nuestros relojes: Schücking, «First Texas Symposium», p. 50.
«Muchos
de los asistentes»: Green, «Dallas Conference», p. 80. nueve
cuásares:
Green, «Dallas Conference», p. 84.
«magníficos
adornos culturales»: Robinson, Schild y Schücking, Quasi-Stellar Sources, p.
470.
«Entre
los problemas»: Robinson, Schild y Schücking, Quasi-Stellar Sources, p. v.
miles
de cavidades: Green, «Dallas Conference», p. 82.
«ignoramos»:
Robinson, Schild y Schücking, Quasi-Stellar Sources, p. 17.
escribieron
Hoyle y Fowler: Robinson, Schild y Schücking, QuasiStellar Sources, p. 27.
Eso
significaba que el cuásar: Green, «Dallas Conference», p. 83.
a
más de un tercio de año luz: Chiu, «Gravitational Collapse», p. 26.
con
un ancho de pocos años luz: Green, «Dallas Conference», p. 83.
267
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
Freeman
Dyson hizo hincapié en este punto: Green, «Dallas Conference», p. 84.
Zel’dovich
y Novikov… y el físico Salpeter: ver Zel’dovich y Novikov, «Gravitational
Collapse», y Salpeter, «Accretion of Interstellar Matter».
lloviendo
desde nubes de gases: Robinson, Schild y Schücking, Quasi-Stellar Sources, p.
437.
la
presentación de Kerr: Schücking, «First Texas Symposium», p. 50.
«majestuosamente
aislada»: Gamov, Gravity, p. 135.
«Una
nueva y muy capaz»: APS, Wheeler Papers, caja 18, folder de Misner I, Wheeler a
Kenneth Case, 17 de enero de 1964.
Robert
Pound y Glen Rebka por fin midieron: Pound y Rebka, «Apparent Weight of
Photons».
«era
tan mala»: Kerr, plática de sobremesa, conferencia de Kerr, Postdam, Alemania,
4 de julio de 2013. Disponible en
http://www.-kerr-conference.org/content/videoclip-archive, consultado el 11 de
abril de 2016.
cuyo
tema de tesis fue: Melia, Cracking the Einstein Code, p. 64.
«Las
siguientes semanas»: Melia, Cracking the Einstein Code, p. 70.
«Deseaba
encontrar»: entrevista con Kerr, 12 de diciembre de 2013. «Alfred, está
girando»: Melia, Cracking the Einstein Code, p. 75. Hay otra descripción de
este momento en Kerr, «Discovering the Kerr and Kerr-Schild Metrics», p. 19.
«arrastre
de marco»: ver Lense y Thirring, «On the Influence of the Proper Rotation».
«Atravesando»:
Melia, Cracking the Einstein Code, p. 75.
268
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
«No
recuerdo»: Kerr, «Discovering the Kerr and Kerr-Schild Metrics», p. 21.
recibió
rápidamente la oferta: Melia, Cracking the Einstein Code, p.
76.
Su
trabajo final: Kerr, «Gravitational Field of a Spinning Mass». bañara la torre
del campus: Kerr, conferencia de Kerr, Postdam, Alemania, 4 de julio de 2013.
«balde
de agua fría»: Kerr, «The Kerr Solution at the First Texas Symposium 1963», 27°
Simposio de Texas, 11 de diciembre de 2013. «explicar las grandes energías»:
Kerr, «Gravitational Field of a Spinning Mass», p. 99.
Achilles
Papapetrou: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 342. Ni siquiera había
definido correctamente estas dos superficies: entrevista con Kerr, 12 de
diciembre de 2013.
Penrose
demostró pletamente: Penrose, «Gravitational Collapse». Stephen Hawking,
Brandon Carter y David Robinson: ver Hawking, «Black Holes in General
Relativity»; Carter, «Axisymmetric Black Hole», y Robinson, «Uniqueness of Kerr
Black Hole».
«la
experiencia más conmovedora»: Chandrasekhar, Truth and Beauty, p. 54.
los
hombres de Siraj encerraron: Wolpert, New History of India, p.
179.
«Bueno,
después de utilizar esa frase»: Bartusiak, Einstein’s Unfinished Symphony, p.
62.
su
existencia fue un secreto bien guardado: entrevista con Joseph Taylor, 11 de
diciembre de 2013.
269
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
La
conferencia: comunicación por correo electrónico con Stephen Maran, 27 de mayo
de 2014.
Pero
el nombre de Wheeler: ver Brancazio y Cameron, Supernovae and Their Remnants.
Lo
que es indiscutible: Wheeler, «Our Universe», pp. 8-9.
«colapso
gravitacional», Rosenfeld, «What are Quasi-Stellars?», p. 11.
Rosenfeld:
entrevista telefónica con Rosenfeld, 2012.
«el
espacio puede estar salpicado»: Ewing, «“Black Holes” in Space», p. 39.
«Ante
el asombrado público»: en una carta del 25 de mayo de 2009 que Chiu mandó a
Physics Today, describiendo su conocimiento acerca del origen del término
agujero negro. No se publicó, pero Chiu nos proporcionó amablemente una copia.
Sus
hijos lo recuerdan: un correo electrónico de John Dicke al físico Martin
McHugh, de la Universidad de Loyola, y con el amable permiso de ambos para
usarlo.
«Simplemente
comenzó»: Thorne, Black Holes and Time Warps, p.
256.
era
tan exotica la idea: para ejemplos, ver Kafka, «Possible Sources of
Gravitational Radiation», p. 134, y Sullivan, «Pulsations from Space».
«Me
acusó»: Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p. 297.
«Agujero
negro parece el nombre ideal»: Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p. 297.
«El
advenimiento de la expresión»: Wheeler, Journey into Gravity, p.
211.
270
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
Capítulo
10. Potro de tortura medieval
«Hay
un proverbio chino»: comunicación por correo electrónico con Hong-Yee Chiu, 3
de enero de 2014.
«una
notable migración»: Alexander, «Science Rediscovers Gravity», p. 101.
«La
física de partículas era en ese momento una verdadera maraña»: comunicación por
correo electrónico con Alan Lightman, 21 de junio de 2014.
Se
proclamó que los agujeros negros: Bartusiak, «Celestial Zoo», p.
108.
«De
todos los conceptos»: Sullivan, «Probing the Mystery».
«unidades
de eliminación hoyo negro»: «Those Baffing Black Holes». «los agujeros negros
están fuera de vista»: «Those Baffing Black Holes».
«enrollarse»:
Wheeler, Cosmic Catastrophes, p. 182.
«masa
sin materia»: Wheeler, «Lesson of the Black Hole», p. 25.
la
masa de cinco mil millones de soles: Wheeler, «Lesson of the Black Hole», p.
33.
«En
un primer acercamiento»: Wheeler, «Lesson of the Black Hole», p. 25.
«Mientras
este punto de vista prevalecí»: Price y Thorne,
«Introduction:
The Membrane Paradigm», p. 2.
Capítulo
11. Mientras Stephen Hawking invierte en relatividad
general
y agujeros negros, solicita una póliza de seguro
«Poca
esperanza hay»: Wheeler, «Superdense Star», p. 195.
271
Preparado por Patricio Barros
Agujero
negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
Si
esta acompañante no emite luz: Zel’dovich y Guseynov, «Collapsed Stars in
Binaries».
«no
porque deseen ser»: Zel’dovich y Guseynov, «Collapsed Stars in Binaries», p.
840.
Al
trabajar con la astrónoma Virginia Trimble, Kip Thorne: Thorne, Black Holes and
Time Warps, pp. 306-307.
se
anunció por el destello: Zel’dovich y Guseynov: «Gravitational Collapse».
«[Este]
método propuesto para la búsqueda»: Zel’dovich y Guseynov:
«Gravitational
Collapse».
Bajo
la luz de la luna llena: Tucker y Giacconi: X-Ray Universe, p.
42.
tres
grandes contadores Geiger: Giacconi et al., «Evidence for X Rays», p. 439.
«tratando
de conseguir apoyo»: AIP, entrevista de Richard Hirsh con Riccardo Giacconi, 12
de julio de 1976.
quizás
el instrumental se había dañado: Tucker y Giacconi: X-Ray Universe, p. 43.
«El
descubrimiento de los pulsares»: Thorne, «Nonspherical Gravitational Collapse»,
p. 191.
del
primer sátelite de rayos X: Sullivan, «X-Ray Scanning Satellite». astrónomos de
radio y ópticos: ver Wade y Hjellming, «Position and Identification», y Bolton,
«Identification of Cygnus X-1». mediciones orbitales: Bolton, «Dimensions of a
Binary System». «Considerando que Stephen Hawking» [«Mientras Stephen Hawking»:
Hawking e Israel, Three Hundred Years of Gravitation, p. 249.
272
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negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
Una
noche de junio: Thorne, Black Holes and Time Warps, p. 315. cuanto mayor es la
masa protuberante: Irion, «Quasar in Every Galaxie?», p. 42.
un
anillo similar a una dona: Lynden-Bell, «Galactic Nuclei».
«El
medidor de gas dice “vacío”»: Bartusiak, Thursday’s Universe, p.
163.
Capítulo
12 Los agujeros negros, no son tan negros
Stephen
Hawking fue uno de ellos: Ferguson, Stephen Hawking, p.
30.
«Una
tarde en noviembre»: Hawking, Brief History of Time, p. 99.
«No
existía una definición precisa»: Hawking, Brief History of Time, p. 99.
La
sesión sobre: Hajicek, «Fifth Texas Symposium», p. 178.
la
entropía de un agujero negro era cero: Hawking e Israel, Three Hundred Years of
Gravitation, p. 262.
«Me
sentí tranquilo»: Bekenstein, «Black Hole Thermodynamics», p.
28.
«Sospecho»:
APS, Wheeler Papers, caja 4, folder de Bekenstein, Bekenstein a Wheeler, 25 de
septiembre de 1973.
«Una
identificación así»: Bekenstein, «Black Holes Entropy», p. 2338.
«inequívocamente cero»: Hawking e Israel, Three Hundred Years of Gravitation,
p. 262.
«Me
motivaba»: Hawking, Brief History of Time, p. 104.
todo
agujero negro —gire o no: Hawking, Brief History of Time, pp.
104-105.
273
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negro: la evolución de una idea www.librosmaravillosos.com Marcia Bartusiak
«Los
agujeros negros no son tan negros»: Hawking, Brief History of Time, p. 99.
«¿Explosiones
de agujeros negros?»: Hawking, «Black Hole Explosions?».
una
bomba de hidrógeno de un millón de megatones: Hawking, «Black Hole
Explosions?», p. 30.
«levantó
una fuerte oposición»: Hawking e Israel, Three Hundred Years of Gravitation, p.
265.
«Lo
siento, Stephen»: Boslough, Stephen Hawking Universe, p. 70. «Yo era
probablemente el más contento» Bekenstein, «Black Hole Thermodynamics», p. 28.
menor
a un millonésimo de un grado: Wheeler, Journey into Gravity, p. 222.
Algunos
modelos recientes llegan a sugerir: ver Marolf y Polchinski, «Gauge-Gravity
Duality».
Wheeler
mantuvo la esperanza: Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p. 229.
«el
núcleo de un agujero negro»: Wheeler y Ford, Geons, Black Holes, p. 295.
Epílogo
LIGO:
la historia de la astronomía de ondas gravitacionales y la del desarrollo de
LIGO se encuentra en Bartusiak, Einstein’s Unfinished Symphony.
Einstein
escribió por primera vez: Einstein, «Näherungsweise Integration» y «Über
Gravitationswellen».
274
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la
órbita contrayéndose: en Taylor, «Binary Pulsars», hay una discusión completa
sobre el binario Hulse-Taylor.
«No
sabemos que las estrellas de neutrones»: Joseph Taylor, primera presentación
plenaria, 27° Simposio de Texas, Dallas, 9 de diciembre de 2013.
«Toda
la ciencia ficción que necesito está ahí, frente a nosotros»:
Conniff,
«Johnny Wheeler’s Space Odyssey».
275
Preparado por Patricio Barros
Agujero
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Agradecimientos
La
idea de este libro surgió cuando estaba asesorando la tesis de una de mis
alumnas del doctorado en Escritura Científica del MIT. Camile Carslile, ahora
editora de la revista Sky & Telescope, estaba escribiendo sobre el proyecto
Telescopio de Horizonte de Sucesos, un esfuerzo internacional por configurar el
agujero negro supermasivo que se ubica al centro de la Vía Láctea. Mientras
trabajábamos en mi oficina, comencé a pensar lo siguiente: si bien se han
escrito muchos libros de divulgación acerca de los últimos modelos teóricos de
agujeros negros y del fascinante comportamiento de estos últimos en nuestro
vasto Universo, pocos se han enfocado en la historia tumultuosa de cómo fue
finalmente reconocida la existencia de estos extraños objetos. Además, esto
también implicaba una forma de celebrar el cercano aniversario del centenario
del descubrimiento de la teoría de la relatividad general. Los agujeros negros
jugaron un papel preponderante en volver a colocar el trabajo de Einstein a la
cabeza de la física.
Muchos
me ofrecieron sus conocimientos y asesoría mientras hice mi investigación,
incluyendo a científicos, historiadores, periodistas y gran cantidad de
participantes en esta historia. Debo agradecer de manera específica a David
Cassidy, Frances Chambers, Hong-Yee Chiu, John Dicke, Robert Fuller, Karl
Haufbauer, David Kaiser, Roy Kerr, Alan Lightman, Martin McHugh, Charles
Misner, Roger Penrose, Joe Polchinski, Albert Rosenfeld, Virginia Trimble y
Barbara Welther. En particular, Werner Israel me proporcionó su
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invaluable
guía, pues lo consulté en numerosas ocasiones acerca de diversos hechos de
ciencia e historia en los que él había participado. También fueron de gran
ayuda el equipo y los archivistas de la American Philosophical Society en
Filadelfia y del American Institute of Physics en College Park, Maryland.
Mientras
exploraba la historia de los agujeros negros incluí varias anécdotas en mi
columna «Cosmic Background», en la revista Natural History, en donde los
editores Vittorio Maestro y Erin Espelie esgrimieron su magia hasta mi escrito.
Además, mi libro previo, Einstein’s Unfinished Symphony —enfocado en la
astronomía de las ondas gravitacionales—, me proporcionó la base para varios de
los resúmenes descriptivos que aparecen en este libro sobre los logros de
Newton y la física de la relatividad.
Mi
profundo aprecio para mis agentes literarios, Shannon O’Neill y Will
Lippincott, de la agencia Lippincott Massie McQuilkin, que encontraron en la
Yale University Press el lugar perfecto para la publicación de mi libro.
Trabajar con mi editor, Joseph Calamia, fue, sencillamente, un placer: desde el
principio se sumergió en mi manuscrito con gran entusiasmo, agudeza y sabiduría
periodística. Laura Jones Dooley, artista de la palabra, afinó posteriormente
el trabajo hasta lograr una edición maravillosa, de esas que los escritores
solo llegan a soñar.
Mi
profunda gratitud y amor total para mi esposo, Steve Lowe, por su apoyo, su
paciencia, y sus consejos editoriales durante el trascurso de este empeño.
Finalmente, no puedo dejar de agradecer
300
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a
quien estuvo a mi lado (literalmente) a lo largo de todo el proceso de
escritura: mi perro, Hubble, tan campeón como pícaro.
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Acerca
de la autora
Marcia
Bartusiak ha escrito sobre astronomía y física durante más de treinta años,
combinando sus estudios de física y su don como periodista. Es autora de varios
libros de
divulgación
científica, de los cuales Agujero negro es el más reciente.
Fue
elegida miembro de la American Association for the Advancement of Science, ha
obtenido dos veces el premio de escritura científica del American Institute of
Physics (AIP) y recibió de
este
instituto el prestigiado Gemant Award por sus «valiosas contribuciones a las
dimensiones culturales, artísticas o humanistas de la física».
Actualmente
es profesora de la práctica de escritura científica del Graduate Program in
Science Writing en el Massachusetts Institute of Technology (MIT).
Escribe
una columna titulada «Cosmic Background» para la revista Natural History. Su
trabajo ha sido publicado en National Geographic, Astronomy, Sky &
Telescope, Science, Popular Science, World Book Encyclopedia, Smithsonian, y
Technology Review. También escribe reseñas de libros de ciencia para el
Washington Post.
Vive
con su esposo, el matemático Steve Lowe, y su perro Hubble en Sudbury,
Massachusetts, suburbio de Boston.
FIN
