VI. N�CLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS Y AGUJEROS NEGROS
1. N�CLEOS ACTIVOS DE GALAXIAS
SÍ LOS cuasares se hubieran descubierto diez a�os despu�s, la sorpresa hubiese sido mucho menor. Esto se debe a que en los a�os setenta, gracias al desarrollo de nuevas t�cnicas de observaci�n y procesamiento de im�genes, se lleg� a conocer mejor las propiedades de los n�cleos de las galaxias y, en particular, de las llamadas galaxias activas. Dichas propiedades son muy semejantes —aunque en una escala energ�tica menor— a las de los cuasares.
El t�rmino n�cleo activo de galaxia fue inventado a causa de la generaci�n de las enormes cantidades de energ�a en el n�cleo de una galaxia. Muchas veces, esta generaci�n de energ�a va acompa�ada de eyecci�n de materia desde el n�cleo, ya sea en forma continua o en eventos explosivos. La caracter�stica fundamental de la energ�a generada por un n�cleo activo es la de no ser t�rmica, pero, desde luego, no es de origen estelar. Esta radiaci�n no t�rmica domina el espectro continuo, desde los rayos X —cuando son observados— hasta las ondas de radio, con una distribuci�n de intensidad en las diferentes longitudes de onda, parecida a la de los cuasares.
Las galaxias Seyfert (cap�tulo I) pertenecen al grupo de galaxias activas. Por su luminosidad y caracter�sticas espectrales, se dividen en dos grupos: las Seyfert I, que son las m�s luminosas y con l�neas espectrales permitidas m�s anchas que las prohibidas, y las Seyfert II, que son de menor luminosidad y con todas las l�neas espectrales relativamente angostas. El espectro de emisi�n de una galaxia Seyfert I es id�ntico al de un cuasar. Id�ntico excepto por la luminosidad involucrada; en el caso del cuasar, la energ�a emitida es de 100 a 1 000 veces mayor.
Podemos ver (Figura 8) que en la exposici�n de corta duraci�n s�lo aparece el n�cleo. Si este n�cleo fuese 100 veces m�s brillante ser�a indistinguible de un cuasar; y si, adem�s, estuviese a una distancia mucho mayor de la que se encuentra, s�lo se ver�a el n�cleo y no la galaxia circundante. Esto nos lleva a pensar que los cuasares son los n�cleos de galaxias sumamente lejanas y luminosas.
En cuanto a las radiogalaxias, al inspeccionar los espectros de emisi�n de sus fuentes centrales —que se identifican con galaxias el�pticas— encontramos que, salvo diferencias m�nimas, son iguales a los de las galaxias Seyfert. Asimismo, las radiogalaxias se pueden dividir en dos grupos: el espectro de las llamadas radiogalaxias de l�neas anchas, an�logo al de las Seyfert I, es id�ntico al de los cuasares, excepto, por supuesto, por la luminosidad y el corrimiento al rojo. El espectro de las radiogalaxias de l�neas angostas es an�logo al de las Seyfert II.
Hab�amos visto ya (cap�tulo IV) que algunos cuasares presentan la misma morfolog�a que las radiofuentes dobles una fuente central y dos l�bulos de emisi�n extendidos. La eyecci�n de chorros de material es un fen�meno relacionado a la actividad de un n�mero importante de n�cleos activos. Estos chorros se observan en todas las escalas, desde unos cuantos hasta cientos de miles de a�os luz (Figura 46). La gran mayor�a emiten en radiofrecuencias, pero algunos son observables �pticamente, como es el caso de la radiogalaxia Virgo A y el cuasar 3C 273 (Figuras 31 y 47). Tambi�n se detectan los chorros en rayos X (Figura 45).
Figura 46. Montaje de mapas de radio del chorro de la radiogalaxia NGC6251. Estructura a diversas escalas.
Figura 47. Imagen �ptica del cuasar 3C 273.
En 1968 se descubri� otro tipo de n�cleo activo de galaxia: los lagartos
u objetos tipo BL Lacertae (BL Lac). El objeto BL Lac estaba catalogado
como una estrella variable de la constelaci�n del Lagarto. Sin embargo, cuando
se estudi� su espectro a varias longitudes de onda, se descubri� que el espectro
continuo se asemejaba mucho al de los cuasares, aunque con una polarizaci�n
mucho m�s elevada. La radiaci�n no era, definitivamente, t�rmica (estelar).
Exist�a, sin embargo, una diferencia notable con respecto a los cuasares: estos
objetos no ten�an l�neas de emisi�n. Pr�cticamente, todo el espectro consist�a
de un continuo. Al estudiarse con m�s detalle el espectro del objeto prototipo,
BL Lac, se descubrieron algunas l�neas de absorci�n y a partir de ellas se determin�
un corrimiento al rojo de Z = 0.07. No cab�a duda que se trataba de un objeto
extragal�ctico. En la actualidad se conocen cerca de ochenta objetos tipo BL
Lac o lagartos. Todos tienen aspecto estelar, alta luminosidad, grandes corrimientos
al rojo —medidos a partir de l�neas de absorci�n y, en algunos casos, de
l�neas muy d�biles de emisi�n—, alta polarizaci�n y extrema variabilidad
del brillo. Ninguno est� asociado con l�bulos de radioemisi�n y podemos afirmar
que son parientes cercanos de los cuasares. De hecho, salvo por la ausencia
de l�neas de emisi�n, son muy similares al grupo de cuasares altamente variables
llamados OVV.1Algunos
astr�nomos agrupan estos dos tipos de objetos —los BL Lac y los cuasares
OVV— bajo el nombre de blasares.2
La alt�sima luminosidad de los cuasares y objetos tipo BL Lac hace muy dif�cil
poder registrar una galaxia circundante. Sin embargo, con las t�cnicas modernas
de procesamiento de im�genes de CCD, se han logrado descubrir nebulosidades
difusas alrededor de algunos objetos BL Lac y cuasares. No tenemos la certeza
de que se trate de galaxias, pero tampoco podemos estar seguros de que estos
objetos sean n�cleos de galaxias totalmente iguales a las que conocemos. No
olvidemos que las grandes distancias implican que la luz de dichos objetos ha
sido emitida hace miles de millones de a�os. Quiz� estemos viendo n�cleos de
galaxias en formaci�n. El argumento m�s fuerte a favor de la idea de que los
cuasares son n�cleos de galaxias es el descubrimiento de lo que se cree es una
supernova —explosi�n estelar— en el cuasar 1059+730 (Figura 48). La
imagen superior (mayo de 1983) muestra un objeto en la nebulosidad que rodea
al cuasar, que, por su color y luminosidad, parece ser una supernova. En im�genes
previas, de mayo de 1982, el objeto no exist�a y en la imagen —inferior—
de 1984 ya no es visible, lo que implica una disminuci�n en luminosidad de dos
magnitudes. Desafortunadamente, el descubrimiento se hizo por una revisi�n ex
post de im�genes, por lo que no fue posible tomar espectros en el momento
de la explosi�n para confirmar si se trat� de una supernova.
Figura 48. Supernova en el cuasar 1059+730. La imagen superior (mayo de
1983) fue tomada con un CCD en el telescopio de la Universidad
de Hawai. La imagen inferior (julio de 1984) fue tomada con un CCD en
el telescopio franco-canadiense en Mauna Kea, Hawai.
Aunque la cantidad de energ�a generada en algunos n�cleos activos es menor por varios �rdenes de magnitud que en los cuasares, la gran interrogante es la misma. �Cu�l es el fen�meno capaz de generar una energ�a equivalente a billones de soles en un volumen equivalente al del sistema solar?
Uno de los grandes problemas no resueltos de la astronom�a es el de c�mo se formaron las galaxias. La hip�tesis com�nmente aceptada es la de la contracci�n gravitacional. En realidad, esta hip�tesis se enfrenta a varios problemas te�ricos y ninguna observaci�n la puede realmente confirmar. Sin embargo, las ideas alternativas se hallan a�n menos justificadas te�ricamente. La idea de la contracci�n, a partir de peque�as fluctuaciones de densidad en la distribuci�n de la materia en el Universo, predice la formaci�n de grandes nubes protogal�cticas autogravitantes (es decir, que mantuvieron su estructura por su gravedad interna). Estas nubes, que, como todos los cuerpos celestes en el Universo, rotaban sobre s� mismas, al contraerse por su propia gravedad formaron una concentraci�n de materia en el centro. Se han hecho c�lculos en computadoras a fin de simular la din�mica del colapso del gas en este tipo de nubes, y los resultados indican que hay siempre una fuerte concentraci�n central de materia. Por otro lado, esto es lo que se observa en todas las galaxias el�pticas y espirales.
Una de las primeras ideas que se manej� para explicar el fen�meno de los cuasares fue suponer que eran condensaciones superdensas de estrellas en n�cleos gal�cticos. En estas condiciones, las estrellas podr�an chocar entre s� y tales choques liberar as� gran cantidad de energ�a. La densidad requerida para que se produzcan estos choques es de unas 1010 estrellas en un volumen de un a�o luz c�bico (lo cual representa aproximadamente cien mil veces la densidad en el centro de nuestra galaxia).
No era del todo claro c�mo los choques entre las estrellas podr�an generar la energ�a requerida. Por ello esta idea se transform�, en el sentido de que los choques podr�an generar estrellas altamente masivas que evolucionasen r�pido, explotando como supernovas. Esta idea era atractiva pues se sab�a que dichas explosiones generan part�culas relativistas y radiaci�n sincrotr�nica. Sin embargo, la eyecci�n de part�culas relativistas se dar�a en todas direcciones, lo cual no explicar�a la direccionalidad observada en los chorros de material que hemos descrito antes. La alineaci�n casi perfecta de algunos chorros con sus radiol�bulos a distancias de hasta millones de a�os luz, refleja que la emisi�n de las part�culas relativistas ha sido canalizada en la misma direcci�n, con una precisi�n sorprendente durante millones de a�os.
Una alternativa es que las colisiones produzcan una sola superestrella, que subsecuentemente sigue creciendo por captura gravitacional de otras estrellas, hasta formar una estrella gigante de varios millones de veces la masa del Sol. La idea de un solo objeto supermasivo est� m�s acorde con la existencia de un eje de simetr�a —el de la eyecci�n de los chorros— aunque no explica el mecanismo de aceleraci�n de las part�culas a velocidades cercanas a la de la luz. Los primeros modelos de superestrella tomaron en cuenta que, al evolucionar �sta, llegar� un momento en que empiece a contraerse y forme un gigantesco pulsar (estrella de neutrones). Al contraerse girar� cada vez m�s r�pidamente, de la misma manera que un patinador sobre hielo aumenta su velocidad de giro al contraer los brazos. Durante un tiempo se pens� que la energ�a radiada pod�a, de alguna manera, provenir de la energ�a de rotaci�n de este tipo de superpulsar y que el eje de simetr�a correspond�a al eje de rotaci�n.
La realidad es que ninguna de estas ideas ofrece una explicaci�n satisfactoria a todo el conjunto de fen�menos observados en relaci�n con la actividad en los n�cleos de galaxias y cuasares y, mucho menos, un modelo cuantitativo. Estos modelos tuvieron cierto auge en los a�os sesenta hasta mediados de los setenta pues se basaban en objetos conocidos: c�mulos densos, explosiones de supernovas, etc., aunque fuesen extrapolados a extremos desconocidos.
Todo esto se daba en contraposici�n a una idea que en esa �poca parec�a inaceptable por extravagante y descabellada, para decir lo menos. Esta idea —formulada independientemente en 1964 por dos astrof�sicos sovi�ticos, Zeldovich y Novikov, y uno norteamericano, Salpeter— era que en el centro de los cuasares y los n�cleos activos de galaxias hab�a un gigantesco agujero negro. La energ�a deb�a generarse por la ca�da de material al hoyo negro. Esta idea, hoy ampliamente desarrollada, es, con mucho, la m�s aceptada por la comunidad astron�mica. Esto se debe a que, por un lado, provee un modelo te�ricamente s�lido para explicar cuantitativamente casi todos los fen�menos observados, y, por otro, las observaciones la confirman cada vez con mayor certeza.
Algunas de las teor�as que han revolucionado de manera m�s dr�stica nuestra concepci�n del mundo, han sido tan adelantadas para su �poca que, adem�s de explicar una serie de fen�menos naturales, han predicho la existencia de otros cuya realidad era imposible verificar en ese momento. Sin embargo, al pasar el tiempo, con el adelanto de la tecnolog�a, estas predicciones se verifican. Un ejemplo es la teor�a general de la relatividad (TGR) que predijo, hace casi setenta a�os, la existencia de agujeros negros en el Universo.
La TGR es una teor�a de la gravitaci�n propuesta por Albert Einstein algunos a�os despu�s de que �l mismo propusiera la teor�a de la relatividad especial (TRE). La TRE naci� en 1905 y revolucion� la f�sica, con conceptos totalmente nuevos e incomprensibles para el "sentido com�n". Seg�n la TRE, el espacio y el tiempo son conceptos relativos: por ejemplo, el tiempo transcurre m�s o menos lentamente, seg�n la velocidad de quien lo mide; es decir, no existe un tiempo absoluto. Una de las predicciones es que ning�n cuerpo o mensaje puede viajar m�s r�pido que la luz. Adem�s, la TRE introdujo un nuevo concepto: el espacio-tiempo de cuatro dimensiones. Este nuevo espacio es la uni�n del espacio "com�n y corriente" —que todos sabemos tiene tres dimensiones— y del tiempo, interpretado como una cuarta dimensi�n. La constancia de la velocidad de la luz nos permite medir el tiempo en unidades de longitud, y viceversa.
La TRE no es capaz de explicar el fen�meno de la gravitaci�n (la existencia de una fuerza de atracci�n universal a la cual est�n sujetos todos los cuerpos y cuya ley fue enunciada por Newton) y por ello, alrededor de 1915, Einstein propuso una nueva teor�a: la relatividad general. Esta teor�a conten�a la anterior (TRE) y, adem�s, explicaba la gravitaci�n de una manera realmente revolucionaria: seg�n la TGR los cuerpos deforman el espacio-tiempo a su alrededor. La sola presencia de un objeto masivo produce una curvatura del espacio-tiempo, y es esta curvatura la que es sentida por otros cuerpos como atracci�n gravitacional. Debido a la curvatura del espacio alrededor de un cuerpo masivo, otro cuerpo que pase cerca no seguir� como trayectoria una l�nea recta, sino una trayectoria curva. Esto, en la pr�ctica, es lo que se observa como atracci�n gravitacional.
La deformaci�n del espacio-tiempo act�a tambi�n sobre los rayos de luz: por ejemplo, los rayos de luz provenientes de las estrellas lejanas se curvan ligeramente al pasar cerca del Sol (este efecto, predicho por la TGR, se ha podido comprobar observando las estrellas cerca del disco solar durante un eclipse de Sol). Adem�s, la TGR predice, como la TRE, una relatividad del tiempo: un observador lejano ver� que el tiempo transcurre m�s lentamente cerca de un cuerpo cuyo campo gravitacional es sumamente intenso.
La curvatura de una superficie ordinaria se estudia mediante la geometr�a. Para estudiar la curvatura del espacio-tiempo de cuatro dimensiones producida por los cuerpos masivos, se usa una geometr�a llamada geometr�a de Riemann. Con esta herramienta matem�tica, Einstein obtuvo las ecuaciones que nos dan la geometr�a del espacio-tiempo a partir de la distribuci�n de los cuerpos masivos en el espacio. A�n no se ha podido obtener la soluci�n general de las diez ecuaciones de Einstein. Pero se conocen varias soluciones para casos particulares.
En 1916 el astr�nomo alem�n Karl Schwarzschild obtuvo la primera soluci�n a dichas ecuaciones, para el caso particular de un cuerpo masivo que tenga la forma de una esfera. Esa soluci�n de Schwarzschild se reduc�a, en primera aproximaci�n, a la ley de gravitaci�n de Newton y, en segunda aproximaci�n, predec�a efectos casi imperceptibles, pero que hoy en d�a han sido comprobados con bastante precisi�n, entre ellos: la curvatura de los rayos luminosos al pasar cerca del Sol y el corrimiento del perihelio de los planetas. Aparte de estos efectos, todos muy importantes, pero que, por falta de espacio, no podemos examinar con m�s detalle, la soluci�n de Schwarzschild predec�a un fen�meno curioso: si un cuerpo de masa M tiene toda su masa concentrada dentro de una esfera de radio 2Gm/c2, llamado radio de Schwarzschild (G es la constante de gravitaci�n universal,3 M la masa del cuerpo y c la velocidad de la luz), entonces ning�n cuerpo, ni la luz, ni ning�n tipo de informaci�n, podr�a escaparse desde el interior de esa esfera.
En el lenguaje de la relatividad general se puede decir que el espacio-tiempo se curva a tal grado que ... �se cierra sobre s� mismo! Todo lo que est� atrapado en ese pedazo de espacio cerrado nunca podr� salir al mundo exterior. Un objeto puede entrar en este agujero negro, pero no podr� escaparse de ah�. La superficie de la esfera cuyo radio es el radio de Schwarzschild, se llama horizonte de eventos del agujero negro; la luz puede cruzar el horizonte s�lo en un sentido: de afuera hacia adentro, y nunca al rev�s. Lo que ocurre dentro del horizonte est� eternamente desconectado del exterior, no puede ser visto ni puede influir sobre el resto del Universo.4
Existe una manera m�s cl�sica —en el sentido de la f�sica cl�sica o prerrelativista—
y m�s intuitiva de pensar en estos cuerpos, con base en una idea formulada por
Laplace en su libro El sistema del mundo (publicado en 1793). En este
libro, Laplace habla de "cuerpos oscuros" que no dejan escapar la luz. El razonamiento
que llev� a Laplace a ese concepto es bastante simple. Sabemos por experiencia
que un proyectil arrojado verticalmente hacia arriba alcanza una altura m�xima
que depende de la velocidad con la que fue lanzado; mientras mayor sea la velocidad
inicial, m�s alto llegar� antes de iniciar su ca�da. Pero si al proyectil se
le imprime una velocidad inicial superior a 11.5 km por segundo, subir� y no
volver� a caer, escap�ndose definitivamente de la atracci�n gravitacional terrestre.
A esta velocidad m�nima se le llama velocidad de escape y var�a de un
planeta o estrella a otros. La velocidad de escape desde la superficie de un
cuerpo esf�rico es 
donde M es la masa del cuerpo, r su radio y G la constante de gravitaci�n universal.
Es f�cil ver en la f�rmula de arriba que la velocidad de escape de un cuerpo
esf�rico de masa M ser� igual a la velocidad de la luz (v = c), si su radio
es: rg = 2GM/c2.
Este radio se llama radio gravitacional y es exactamente igual al radio
de Schwarzschild.
Si en la expresi�n de arriba sustituimos la masa del Sol (2x1033 gramos), encontramos que su radio gravitacional es de aproximadamente 3 kil�metros. Es decir, que si toda la masa del Sol estuviese contenida en una esfera de 3 kil�metros de radio, �ste ser�a un agujero negro. Para la Tierra, el radio gravitacional es de un cent�metro, aproximadamente.
En la �poca de Laplace, estas ideas quedaron como meras lucubraciones, esencialmente por dos motivos: la primera es que no se sab�a si la gravitaci�n actuaba sobre los rayos luminosos (de hecho, en aquella �poca, ni siquiera se sab�a qu� era la luz). La segunda es que nadie pensaba que pudiesen realmente existir en la naturaleza cuerpos con semejantes masas y esas dimensiones.
Respecto al primer punto, como ya hemos visto, la TGR predice que la curvatura del espacio-tiempo —que percibimos como atracci�n gravitacional— act�a t�mbi�n sobre los rayos luminosos, y este efecto ha sido medido. Respecto al segundo punto, la astrof�sica moderna nos ha dado la respuesta. En particular, la teor�a de la evoluci�n estelar predice que las estrellas altamente masivas se transforman en agujeros negros al final de sus vidas. Vale la pena hacer aqu� un par�ntesis para profundizar un poco sobre este tema.
Una estrella es una enorme esfera de gas incandescente que brilla porque en su centro se producen reacciones termonucleares, o de fusi�n nuclear. A la temperatura de varios millones de grados que existe en el interior de una estrella, los �tomos se hallan totalmente ionizados; es decir, tenemos n�cleos desprovistos de sus �lectrones. Estos n�cleos chocan violentamente entre s� y llegan a fusionarse. Al principio son los n�cleos de hidr�geno —con un prot�n en el n�cleo— los que se fusionan para formar n�cleos de helio. La masa del n�cleo de helio es ligeramente menor a la masa de sus constituyentes —dos protones y dos neutrones— por separado. La diferencia de masa se libera en forma de energ�a de acuerdo con la expresi�n E = mc2 encontrada por Einstein (E denota la energ�a, m la masa y c es la velocidad de la luz). Es un claro ejemplo de transformaci�n de masa en energ�a.
En plenitud de su vida, una estrella radia luz y calor por este proceso y se mantiene en equilibrio gracias al balance muy preciso entre dos fuerzas que act�an en sentido opuesto: por un lado, la fuerza de atracci�n gravitacional mantiene cohesionada a la estrella jalando todas sus partes hacia el centro. Esta fuerza tiende a contraer a la estrella. Por otro lado, se halla la presi�n de la materia incandescente y la radiaci�n que empujan hacia afuera y tienden a expander la estrella. En la mayor parte de las estrellas el equilibrio entre estas dos fuerzas puede durar miles de millones de a�os; pero el combustible nuclear de la estrella no puede durar eternamente. Cuando casi todo el hidr�geno de la estrella se ha transformado en helio, se rompe el equilibrio y la estrella se contrae. La temperatura en el centro aumenta todav�a m�s, hasta llegar un momento en que es tan alta que el helio se empieza a transformar en carbono; vuelve el equilibrio y, al agotarse el helio, se repite el ciclo; esta vez el carbono se transmuta y as� sucesivamente hasta formarse el hierro. Cada una de estas reacciones de transformaci�n libera menos energ�a que la anterior. Cuando la estrella es fundamentalmente de hierro, ya no es capaz de emitir m�s energ�a por reacciones termonucleares. �Qu� le sucede entonces? �C�mo mueren las estrellas?
Algunas estrellas explotan convirti�ndose en supernovas y, con el tiempo, vuelven a ser lo que eran antes de formarse: nubes de gas y polvo (Figura 27). Pero, en la mayor�a de los casos, la estrella, al explotar, no se desintegra por completo, sino que queda una parte llamada residuo de la explosi�n. �Qu� sucede con las que no explotan? �Y con los residuos de las que explotaron? Al no haber ya reacciones nucleares, la presi�n interna no es capaz de soportar el peso de las capas exteriores y la estrella se contrae, disminuye su radio paulatinamente, aumenta su densidad —se vuelve m�s y m�s compacta— y se va enfriando. Aqu� surge la interrogante: �qu� tan compacto puede ser un cuerpo? En otras palabras, �existe alg�n límite a la contracci�n gravitacional? Este problema se ha estudiado desde hace muchos a�os, y aqu� mencionaremos tan s�lo los resultados a los que se ha llegado.5
En 1930, un joven estudiante hind�, llamado Chandrasekhar, encontr� que una estrella con una masa menor que 1.4 masas solares, en el transcurso de la contracci�n gravitacional que sufre al final de su vida, puede llegar a una configuraci�n de equilibrio en la que la contracci�n se detiene. Estas configuraciones corresponden, en la pr�ctica, a las estrellas conocidas como enanas blancas.
Las enanas blancas se conoc�an ya desde antes de que fuesen estudiadas te�ricamente. En efecto, todas tienen masas menores que 1.4 veces la masa del Sol, sus radios van de 3 000 a 20 000 km y sus densidades son tan altas que un cent�metro c�bico de ellas pesa �una tonelada!
Ahora bien, si la masa de una estrella, al iniciarse la contracci�n, es mayor que 1.4 masas solares, la configuraci�n de equilibrio que se alcanza para las enanas blancas no es posible y la estrella se contrae a�n m�s. Si su masa es menor que tres masas solares, alcanzar� una nueva configuraci�n de equilibrio al convertirse en una estrella de neutrones.
Las estrellas de neutrones se descubrieron 35 a�os despu�s de que se hab�a predicho su existencia, en 1968. Se les llama pulsares, porque emiten pulsos regulares de radio.
La teor�a, sin embargo, salva del colapso total s�lo a las estrellas con masas menores que tres masas solares. �Qu� sucede con las m�s masivas? (Se sabe que existen muchas estrellas con masas hasta de 50 masas solares). En 1939 el c�lebre y controvertido f�sico norteamericano Oppenheimer demostr� que estas estrellas no pod�an tener salvaci�n:6 Que en este caso no pod�a existir ninguna configuraci�n de equilibrio capaz de detener la contracci�n gravitacional, produci�ndose entonces el colapso gravitacional de la estrella, que se har�a cada vez m�s y m�s peque�a, m�s y m�s densa, �hasta convertirse en ...?: en uno de esos objetos celestes de los que hablaba Laplace: tan compactos que se vuelven invisibles, en uno de esos objetos tan densos que el espacio a su alrededor se curva a tal punto que la luz queda atrapada, y de esta manera el objeto pierde toda conexi�n con el mundo exterior, convirti�ndose en un agujero negro.
Si un agujero negro no emite ni luz ni ninguna otra se�al, cabe preguntarse entonces: �c�mo podemos saber si existe o no? Desde luego, no podemos verlo, pero si detectar su presencia. Ya hemos visto que el campo gravitacional cerca de un agujero negro es enormemente intenso (en otras palabras: el espacio a su alrededor se halla muy deformado). En los a�os sesenta se plante� una manera muy ingeniosa de detectar la presencia de agujeros negros a trav�s de efectos gravitacionales. Para entender esta idea, es pertinente explicar brevemente lo que es un sistema binario.
La gran mayor�a de las estrellas no est�n aisladas, sino que forman sistemas de dos, tres o m�s estrellas que interact�an gravitacionalmente entre s�. A un sistema de dos estrellas unidas gravitacionalmente, se le llama doble o sistema binario.
Se sabe que en los sistemas binarios en que las componentes est�n muy cercanas una de otra, existe entre ambas un flujo de material gaseoso. Esto se debe, por un lado, a que las estrellas suelen eyectar de sus atm�sferas cantidades considerables de gas al espacio en forma de lo que se llama viento estelar, y por otro, a la atracci�n gravitacional de la otra estrella. Al proceso de captura de material se le llama acreci�n.7 �Qu� suceder�a si en uno de estos sistemas binarios muy cercanos, una de las estrellas, habiendo evolucionado mucho m�s r�pido que la otra, fuese un agujero negro? La atracci�n gravitacional de este agujero negro sobre la compa�era ser�a enorme y actuar�a como una especie de "aspiradora c�smica" succionando y engullendo enormes cantidades del gas de las capas externas de la estrella compa�era. Semejante proceso de acreci�n, se pens�, debe proporcionarnos alguna manifestaci�n detectable. Para comprender cu�l fue la pista a seguir en la b�squeda de agujeros negros, analizaremos el proceso de acreci�n con alg�n detalle.
Debido a la rotaci�n de todo sistema estelar, el gas que fluye de una estrella a otra —y, en nuestro caso, de la estrella al agujero negro—, no cae directamente, sino que gira alrededor, formando una especie de remolino que, en la jerga astrof�sica, se denomina un disco de acreci�n.
Si pudi�ramos seguir la trayectoria de una part�cula del gas en dicho disco, ver�amos que gira alrededor del agujero negro describiendo una espiral. Esto se debe a que la part�cula interacciona con otras part�culas del gas, perdiendo energ�a en los choques; es decir, se va frenando, y debido a la atracci�n gravitacional del agujero negro, va acercandose a �l. De no ser por esta p�rdida de energ�a, la part�cula podr�a permanecer indefinidamente girando alrededor del agujero negro. La situaci�n es similar a la de un sat�lite artificial en �rbita alrededor de la Tierra: si el sat�lite gira fuera de la atm�sfera, podr� continuar indefinidamente, pero si su �rbita se encuentra dentro de la atm�sfera, perder� energ�a por fricci�n con el aire, se calentar� al rojo vivo y, finalmente, caer� al suelo. Lo mismo sucede con el gas en el disco de acreci�n: en este caso, la fricci�n de las diversas partes del gas entre s�, lo calentar�n enormemente a costa de frenar su ca�da en el agujero negro. Como consecuencia de la fricci�n, el gas del disco de acreci�n se calienta cada vez m�s a medida que se acerca al agujero negro. Se ha calculado que la temperatura en la parte central de un disco de acreci�n puede alcanzar varios millones de grados. A estas temperaturas, la energ�a disipada por la fricci�n ser� emitida en forma de rayos X.
En resumen: el gas que entra al agujero negro emite energ�a antes de cruzar el horizonte de eventos. El origen de esta energ�a es la atracci�n gravitacional del agujero negro. La forma de disipar la energ�a gravitacional en el disco de acreci�n es por fricci�n y, finalmente, la manifestaci�n de esa energ�a es, fundamentalmente, como emisi�n de rayos X.
Para tener una idea de qu� tan eficiente es este proceso, diremos que mediante la fusi�n nuclear se libera una energ�a de aproximadamente el 4% de la masa en reposo de la materia involucrada en el proceso (recordemos que : E = mc2). En cambio, en el proceso de acreci�n a un agujero negro, se puede liberar hasta un 40% de la masa en reposo de la materia acretada. El proceso que libera energ�a de origen gravitacional, debido a la ca�da de materia a un agujero negro, es diez veces m�s eficiente que el proceso que produce la energ�a que hace brillar las estrellas.
En 1970, se puso en �rbita el sat�lite astron�mico Uhuru, primer observatorio de rayos X (Figura 43). Una de las fuentes de rayos X m�s potentes que descubri� este sat�lite fue Cygnus X-l, un sistema binario en la constelaci�n del Cisne, en el que se detect� una sola estrella dando vueltas alrededor de un objeto invisible. Todos los c�lculos que se hicieron de la masa del objeto invisible indicaron que era de aproximadamente diez masas solares. Para la mayor�a de los astr�nomos qued� claro que se hab�a descubierto el primer agujero negro.
Volvamos ahora a los cuasares. En buena medida por el descubrimiento de Cygnus X-l, y tambi�n por el desarrollo de la teor�a de los discos de acreci�n, revivi� el inter�s de un grupo de astr�nomos en la idea de la generaci�n de energ�a de origen gravitacional para los cuasares y n�cleos activos de galaxias. En particular, dos astrof�sicos ingleses, Donald Lynden-Bell y Martin Rees revivieron la teor�a de Zeldovich, Novikov y Salpeter de que en el centro de los cuasares y galaxias activas hay un agujero negro gigantesco (se trata de un agujero negro de entre un mill�n y mil millones de veces la masa del Sol), con un gran disco de acreci�n que lo alimenta.
Uno de los argumentos fundamentales para apoyar esta teor�a es que el problema de la generaci�n de grandes cantidades de energ�a se resuelve en un volumen extremadamente reducido. Daremos un ejemplo concreto: para generar la energ�a observada de un cuasar se requiere de un agujero negro de cien millones de veces la masa del Sol que se trague el equivalente de una masa solar por a�o. Por otro lado, la mayor parte de la energ�a se genera cerca del borde interno del disco de acreci�n, el cual se halla a una distancia de tres veces el radio de Schwarzschild del agujero negro, es decir, menos de una hora luz.
Los agujeros negros de origen estelar en sistemas binarios se alimentan del gas de la estrella vecina; cabe preguntarse, �de d�nde viene el material que forma el gran disco de acreci�n alrededor de los agujeros negros en el centro de los cuasares y n�cleos de las galaxias?, o, como se dice en la jerga astrof�sica moderna, �de d�nde viene el "alimento del monstruo"? Se consideran tres posibilidades: la primera es que se alimenta de gas del n�cleo de la galaxia y de estrellas del n�cleo que son previamente destrozadas por enormes fuerzas de marea. La segunda, es que el gas de regiones m�s externas de la galaxia puede ser, de alguna manera, canalizado hacia el n�cleo. Una manera de que esto suceda es por la interacci�n entre dos galaxias. Ya hemos dicho (cap�tulo I) que aun cuando la interacci�n sea una colisi�n directa, las estrellas no chocan unas con otras, aunque se perturba fuertemente la distribuci�n del gas (Figura 12). Existen estad�sticas que parecen confirmar la posibilidad de que las interacciones canalicen gas al n�cleo para alimentar al monstruo, pues se observa una tendencia a encontrar m�s n�cleos tipo Seyfert en los n�cleos de galaxias interactuantes o en sistemas dobles, que en galaxias aisladas. Por �ltimo, la tercera posibilidad es que el alimento venga de afuera: gas de otra galaxia —por interacci�n— o gas intergal�ctico. Recordemos que en el primer cap�tulo hicimos hincapi� en el hecho de que las m�s poderosas radiogalaxias, como Virgo A (M 87), se encuentran siempre en los centros de los c�mulos, donde puede darse, incluso, el "canibalismo".
Por lo que respecta a los cuasares, recordemos que probablemente se trata de n�cleos de galaxias extremadamente j�venes que pueden tener una gran cantidad de gas en el n�cleo, "para alimentar al monstruo".
Otro de los argumentos en favor de la teor�a del agujero negro supermasivo, que recalc� Martin Rees, consiste en que cualquier gran concentraci�n de masa en eln�cleo, como los c�mulos superdensos o las superestrellas descritas al principio de este cap�tulo, evolucionar� r�pidamente. Del desarrollo de la teor�a de la evoluci�n estelar qued� claro que el tiempo de evoluci�n es inversamente proporcional a la masa (es decir, mientras m�s masiva es una estrella m�s r�pidamente agotar� su combustible nuclear). De manera que aun si existieron originalmente configuraciones de ese estilo, �stas llegar�n a la fase final de su evoluci�n —que implica necesariamente el colapso gravitacional y la formaci�n de un agujero negro— en un tiempo sumamente corto (comparado con la vida de la galaxia). Por ello, para todo fin pr�ctico, podemos considerar que el agujero negro ya se ha formado cuando observamos la galaxia.
Desde luego no sabemos si el proceso de colapso gravitacional ocurre realmente en los n�cleos de las galaxias. Tambi�n existe la teor�a alternativa de que los agujeros negros se formaron antes que las galaxias. Algunos astr�nomos piensan que puede haber "agujeros negros primordiales" que existen desde que se inici� la expansi�n del Universo. Estos agujeros negros pueden haber actuado como centros atractores para aglomerar a su alrededor a la materia que, finalmente, form� las galaxias. Cabe aclarar que aqu� estamos entrando en un terreno altamente especulativo. El problema del origen de las galaxias es uno de los m�s complejos de la astrof�sica.
Independientemente del problema de su origen, todo parece indicar que en los n�cleos de las galaxias hay un agujero negro supermasivo. Al final del cap�tulo analizaremos la evidencia observacional en favor de esta teor�a. En este punto, quiz�s el lector ya se haya dado cuenta c�mo hemos ido generalizando de la actividad de los cuasares a la de los n�cleos de algunas galaxias y, finalmente, en esta secci�n hemos hablado de los n�cleos de galaxias, sin distinci�n. En efecto, muchos astr�nomos piensan que existen agujeros negros en el centro de todas las galaxias (incluida, desde luego, la nuestra). Si esto es as�, surgen de manera natural las preguntas: �Qu� es lo que determina que se manifieste la presencia del agujero negro a trav�s de la llamada actividad nuclear? Es decir, �por qu� en los cuasares y en algunas galaxias la emisi�n de radiaci�n no t�rmica del n�cleo domina sobre la luz de las estrellas? �Y por qu� en otras galaxias lo que domina es la luz normal de las estrellas y del gas interestelar? �Por qu� en estas �ltimas el monstruo permanece dormido?
La respuesta es que el factor fundamental es la dotaci�n de gas vecino al agujero negro: el alimento del monstruo. Una vez que el agujero negro ha engullido la mayor parte de las estrellas y el gas que hab�a inicialmente en su entorno inmediato, permanecer� en relativa calma sin generar grandes cantidades de energ�as.8 Cada cien o mil millones de a�os el monstruo se puede reactivar por el encuentro cercano con otra galaxia o por el paso, cerca del agujero negro, de alg�n c�mulo estelar.
Un �ltimo argumento fuerte en favor de esta teor�a es que explica de manera natural la eyecci�n de material en forma de chorros. A primera vista esto puede parecer extra�o, puesto que hemos hablado de un disco de acreci�n en el que la materia fluye hacia el agujero negro. Examinemos, sin embargo, con m�s detalle, lo que sucede en el borde interno del disco. El gas, cada vez m�s caliente, ejercer� una enorme presi�n —tanto de las part�culas del gas como de la radiaci�n— que har� que el disco se infle, convirti�ndose, cerca del agujero negro, en una especie de "dona" (Figura 49). En el plano ecuatorial del disco, la materia afluir� hacia el agujero negro; sin embargo, parte del material, fuera de este plano, ser� rebotado hacia atr�s por la presi�n y comprimido nuevamente por el material que cae, form�ndose zonas de choque o manchas calientes en el borde interno. Una cantidad importante de part�culas ser� acelerada y eyectada hacia afuera. Los �nicos canales de salida est�n a lo largo del eje de rotaci�n del disco, de modo que el borde interno de la dona funciona como ca��n colimador del haz de part�culas (Figura 49). De esta manera, el modelo explica de manera natural la eyecci�n de chorros. A continuaci�n, veremos qu� informaci�n podemos obtener del estudio de estos chorros.
4.CHORROS SUPERLUM�NICOS Y ABERRACI�N RELATIVISTA
Uno de los campos en los que la radiointerferometr�a ha dado mayor informaci�n,
ha sido el del estudio de los chorros. Mediante el arreglo VLBI que
hemos descrito (cap�tulo III) se ha encontrado un hecho sorprendente: algunos
de estos chorros parecen desplazarse con velocidades �mayores que la de la luz!
A este efecto se le ha llamado expansi�n superlum�nica. Examinemos de
cerca el caso del chorro de nuestro viejo conocido: el cuasar 3C 273. La proyecci�n
de la parte visible del chorro mide 60 000 a�os luz. Un estudio de alta resoluci�n
en radio (VLBI), revela que el chorro est� compuesto de diversos
n�dulos brillantes; estas configuraciones var�an con el tiempo (Figura 50).
Durante un lapso de cuatro a�os, el n�dulo brillante se ha ido separando de
la parte central en un 50%. A la distancia de 3C 273, esta separaci�n implica
una velocidad del n�dulo de �cinco veces la velocidad de la luz!
Figura 49. La presi�n del gas y de la radiaci�n hacen que el disco de acreci�n
se infle cerca del borde interno formando una especie de "dona". El borde interno
forma una especie de ca�on que sirve para colimar los chorros.
Los astr�nomos saben que semejante velocidad de desplazamiento contradice la teor�a de la relatividad (cuyas implicaciones han sido ampliamente confirmadas experimentalmente). Existe una explicaci�n de este fen�meno que implica que, en realidad, se trata de una ilusi�n. La idea se ilustra en estas p�ginas (Figura 51). Para que se produzca esta ilusi�n, deben cumplirse dos requisitos: primero, que la direcci�n de movimiento del chorro forme un �ngulo peque�o respecto de la l�nea visual entre el observador y la radiofuente. Segundo, que la velocidad real de desplazamiento del chorro sea cercana a la velocidad de la luz (es decir, que el chorro sea relativista).
Para comprender las implicaciones de que los chorros sean relativistas, examinaremos
el fen�meno conocido como aberraci�n o direccionalidad relativista. Imaginemos
a un cazador que quiere matar a un pato cuando est� directamente sobre su cabeza.
Debe apuntar su rifle hacia arriba y disparar un poco antes de que el pato pase
sobre su cabeza. Los perdigones viajar�n verticalmente hacia arriba en lo que
el pato vuela hacia ese mismo punto (o al menos eso espera el cazador). Ahora
consideremos c�mo ve las cosas el pato. Debido a su movimiento, le parece que
es el cazador el que viene hacia �l, y los perdigones en lugar de verlos moverse
s�lo hacia arriba, tienen una componente horizontal en su movimiento. Dicho
en otras palabras, los perdigones viajan, para �l, con una ligera aberraci�n
que inclina su trayectoria en la direcci�n en la que el cazador parece venir
hacia �l.
Figura 50. Observaciones de VLBI del cuasar 3C273, que muestran
una velocidad de separaci�n entre n�dulos de radio aparentemente mayor que la
velocidad de la luz.
Figura 51. Diagrama que explica la expansi�n superlum�nica (movimiento
con velocidades aparentemente mayores que c) como una ilusi�n debida a dos
hechos: primero, la velocidad real de movimiento es cercana a c y, segundo,
el �ngulo entre la direcci�n del chorro y la l�nea visual es peque�a (en el
caso de diagrama, 20°). En (a) la fuente emite un n�dulo de plasma en
el jet, un a�o despu�s (b), el observador (situado en el plano inferior)
sigue viendo s�lo la fuente central, le falta un a�o para la emergencia del
n�dulo (plano intermedio). Mientras tanto, el n�dulo se ha alejado con una
velocidad de 0.9 c, de la fuente central a lo largo del chorro que forma un
�ngulo de 20 grados con la l�nea visual. Despu�s de dos a�os (c), el observador
ve la emergencia del n�dulo. Mediante una construcci�n trigonom�trica simple,
podemos ver que la luz que el n�dulo emiti� en (b) est� tan s�lo .15 a�os
luz atrás, por lo que .15 a�os luz despu�s de (c), el observador ver�
que el n�dulo se ha movido 0.3 a�os luz: una velocidad aparente de
2c.
Lo mismo les sucede a los fotones. Por ello, una nube de plasma —chorro— que radia fotones de manera igual en todas direcciones, parecer� brillar preferencialmente en la direcci�n de su movimiento. Si �l chorro es relativista —su movimiento alcanza casi la velocidad de los fotones que emite— el efecto es muy pronunciado (Figura 52).
Tomemos el caso del chorro, cuyo movimiento relativista produce la ilusi�n de la expansi�n superlumínica en una radiofuente. Aproximadamente la mitad de los fotones emitidos se ver�n en un cono angosto —�ngulo de apertura de cinco a veinte grados— en la direcci�n de movimiento del chorro. Adem�s, los fotones en este cono se ver�n m�s energ�ticos. Esto se debe a que, al moverse casi en direcci�n del observador, sufrir�n un corrimiento Doppler al azul en longitud de onda, por lo que aumentar� la frecuencia, y por ende la energ�a. El resultado neto es impresionante: si el observador est� de frente —o casi—al cono, el chorro se ver� entre cien y mil veces m�s brillante que si estuviese en reposo. Si el observador est� completamente fuera del �ngulo de apertura del cono, el chorro ser� pr�cticamente invisible.
Usando estos hechos, podemos ahora dar una interpretaci�n unificada de la diversidad de radiofuentes extragal�cticas que se observan.
Supongamos que la mayor�a de las radiofuentes extragal�cticas eyectan chorros
en direcciones opuestas desde el n�cleo. Si los chorros se eyectan a un �ngulo
peque�o con respecto a la direcci�n de la fuente al observador —a la Tierra—
veremos s�lo el chorro dirigido hacia nosotros. Esto explicar�a los chorros
unilaterales. En el caso extremo en que el chorro est� dirigido directamente
hacia nosotros —o casi— el aumento de brillo ser� tan grande que, por
contraste, puede impedirnos ver todo el gas circundante a la fuente central.
Esta podr�a ser la explicaci�n de la ausencia de l�neas de emisi�n en los objetos
tipo BL Lac (lagartos). Los lagartos ser�an radiofuentes con un chorro relativista
apuntando hacia nosotros. Este modelo explica otras caracter�sticas de los lagartos,
como es la de alta variabilidad en brillo y polarizaci�n; pero, desgraciadamente,
est� fuera de las posibilidades de este libro entrar en esos detalles.
Figura 52. La aberraci�n relativista enfoca la radiaci�n de un objeto que
se mueve con velocidad cercana a la de la luz, de manera que el objeto radia
intensamente en la direcci�n de movimiento. En (a) el emisor (una nube de plasma)
se mueve hacia la derecha a la mitad de la velocidad de la luz (0.5c). En (b)
se mueve con una velocidad de 0.75c, en (c) la velocidad es de 0.94c y en (d)
de 0.98c. En este caso el emisor se vuelve pr�cticamente invisible excepto si
es visto de frente a la direcci�n de movimiento. La forma de cada haz muestra
s�lo la forma como la intensidad de la radiaci�n var�a con el �ngulo de emisi�n.
Visto directamente de frente, el emisor es, en (a), siete veces m�s brillante
que un emisor estacionario, en (b) 30 veces m�s brillante, en (c) 440 veces
m�s brillante y en (d) 3 1000 veces m�s brillante.
Finalmente, cuando la direcci�n de eyecci�n de los chorros fuese perpendicular —o casi— a la l�nea visual, ver�amos las cl�sicas radiogalaxias con sus l�bulos dobIes. En el caso de las fuentes m�s potentes, como Cisne A (Figura 30) los chorros ser�an altamente relativistas y eso explica que sean invisibles (s�lo se ven los l�bulos, pero no la conexi�n con la fuente central). Para fuentes menos potentes, el efecto de direccionalidad relativista ser�a menor y eso explica la observaci�n de los chorros bilaterales (Figura 33).
5. EVIDENCIA OBSERVACIONAL: EL N�CLEO DE NUESTRA GALAXIA, VIRGO A y OJ 287
Una de las implicaciones del modelo de actividad nuclear que hemos discutido, es que todo n�cleo gal�ctico fue alguna vez un cuasar y que todo cuasar finalmente se convertir� en una galaxia "normal" —inactiva—. Las radiogalaxias y las galaxias Seyfert representar�an etapas intermedias en esta evoluci�n.
Normalmente, un cuasar agotar� su dotaci�n de gas nuclear en unos cuantos millones de a�os. La edad de las galaxias, por otra parte, se calcula en aproximadamente diez mil millones de a�os, es decir, el cuasar agotar� su gas en algunas diezmil�simas de la vida total de las galaxias. Esperar�amos encontrar en el Universo mil veces menos cuasares que galaxias. Y esta es, precisamente, la proporci�n observada.
Los objetos que vemos ahora como cuasares han tenido miles de millones de a�os para evolucionar, desde que emitieron la luz que nos est� llegando en este momento. Por lo que ahora, seguramente, ya se han convertido en galaxias como la nuestra, con soles y sistemas planetarios y quiz� con astr�nomos que al observar la V�a L�ctea la ver�n como fue hace miles de millones de a�os: como un cuasar.
Si todo esto es verdad, hay una consecuencia obvia, que ya hab�amos se�alado antes: en el n�cleo de nuestra galaxia debe haber un agujero negro supermasivo. Aun si �ste se encuentra relativamente inactivo, debemos poder observar algunos indicios de su presencia y cierto grado de actividad.
Observar el centro de nuestra galaxia es imposible en luz visible, pues �sta no puede atravesar la gruesa capa del polvo concentrado en el plano de la galaxia. Sin embargo, la luz infrarroja y las ondas de radio nos permiten "ver" muy cerca del n�cleo.
En el n�cleo de nuestra galaxia hay una fuente de radio llamada Sagitario A (Figura 22) y una potente fuente infrarroja. Las observaciones infrarrojas indican que por lo menos dos millones de estrellas se encuentran concentradas en un radio de tres a�os luz (en comparaci�n, no existe ninguna estrella a tres a�os luz de distancia alrededor del Sol). Adem�s, se han detectado en esa misma regi�n grandes nubes de gas cuyo movimiento indica que giran alrededor de un objeto cuya masa es de cinco millones de masas solares y cuyas dimensiones son aproximadamente las del Sistema Solar. Desde luego, las caracter�sticas descritas hacen pensar en un agujero negro. Adem�s, de observaciones de radio se detecta la presencia de arcos y filamentos de gas eyectado por el n�cleo en direcci�n perpendicular al plano de la galaxia: una especie de "minichorros".
Estas manifestaciones de actividad y la emisi�n de radiaci�n no t�rmica del n�cleo de la galaxia son tan d�biles comparadas con lo que llamamos n�cleos activos, que no ser�a posible detectarlas en otra galaxia, ni siquiera en nuestra vecina Andr�meda. Sin embargo, en mayor o menor grado, la presencia del agujero negro se debe hacer sentir en los n�cleos de todas las otras galaxias.
Mencionaremos dos casos m�s. El primero es el de Virgo A (M 87), que nos es ya una radiogalaxia familiar. Varios grupos de astr�nomos han encontrado, independientemente, que la concentraci�n de estrellas y su velocidad aumentan fuertemente hacia el centro de la galaxia (Figura 53). El an�lisis de las observaciones implica la presencia de un objeto extremadamente compacto de 500 millones de veces la masa del Sol.
Figura 53. En la gr�fica se muestra la distribuci�n de la luminosidad en
funci�n de la distancia al centro de la galaxia M 87. Cada punto representa
una medida. La curva punteada corresponde a un modelo est�ndar de galaxia el�ptica.
La curva s�lida, que se ajusta perfectamente a las observaciones, corresponde
al modelo est�ndar m�s un agujero negro de masa 500 millones de veces la masa
solar en el centro.
El segundo caso es el del objeto tipo BL Lac llamado OJ 287. En 1985, un grupo de astr�nomos mexicanos y, simult�neamente, un grupo de astr�nomos finlandeses, descubrimos una variabilidad en el brillo de este objeto que se produc�a peri�dicamente cada 20 minutos. Desde hac�a ya varios a�os, se hab�a estado buscando este tipo de comportamiento como una de las evidencias observacionales m�s directas de la existencia de un agujero negro. La raz�n es que, para que podamos ver una variaci�n regular de la luz del n�cleo, cualquiera que sea el proceso que origina dicha variaci�n, este proceso debe darse siempre en el mismo lugar, y el periodo delimita las dimensiones de dicho lugar. En este caso particular, si el aumento de brillo se repite regularmente cada 20 minutos, algo sucede peri�dicamente en un espacio f�sico de 20 minutos luz (aproximadamente la distancia del Sol a Marte). Estas dimensiones tan reducidas s�lo pueden corresponder al di�metro del borde interior del disco de acreci�n alrededor de un agujero negro.
Nuestra interpretaci�n es que estamos viendo una o varias de las manchas calientes —o zonas de choque— producidas por el material chocado en el borde interno del disco (Figura 49). Estas manchas aparecen y se ocultan, peri�dicamente, al ser eclipsadas por el disco mismo (recordemos que, por lo menos cerca del agujero negro, el disco se infla y tiene un grosor apreciable). Hemos calculado que para poder ver este "eclipse de manchas", el �ngulo entre el eje de rotaci�n del disco y la l�nea visual debe ser muy peque�o: 11 grados. Esto concuerda con la idea de que, en los objetos tipo BL Lac, estamos observando el chorro y el agujero negro casi de frente.
El grupo finland�s, a partir de observaciones de radio, lleg� a una conclusi�n similar. Las observaciones han sido confirmadas recientemente por un grupo de radioastr�nomos hind�es.
No quisiera terminar este cap�tulo sin mencionar una idea alternativa, que aunque sea poco probable no deja de tener su encanto.
Adem�s de la soluci�n que representa un agujero negro, las ecuaciones de Einstein para un cuerpo esf�rico tienen otra soluci�n que representa un agujero blanco. Un agujero blanco es lo contrario de un agujero negro: es una regi�n del espacio en la que, a partir de una singularidad,9 la materia y la energ�a emergen al Universo. El movimiento s�lo puede ser en un sentido: de adentro hacia afuera y nunca al rev�s (precisamente lo contrario de un agujero negro).
No toda soluci�n matem�tica representa una realidad f�sica, y una de las razones por las que se cree poco probable que existan los agujeros blancos es que la soluci�n es inestable. Un ejemplo de soluci�n inestable es el equilibrio de una canica sobre la cabeza de un alfiler (corresponde a una soluci�n inestable de las ecuaciones de la mec�nica cl�sica). La situaci�n real es poco probable, aunque no imposible —al menos en principio.10
No sabemos si existen los agujeros blancos; sin embargo, la idea de que los cuasares fuesen agujeros blancos ha seducido a algunos astr�nomos. La teor�a se ha desarrollado poco, pues enfrenta varias dificultades.
NOTAS
1 Del ingl�s: optically violently variable, �ptica y violentamente variables.
2 Ap�cope de BL Lac y cuasares.
3 La que aparece en la ley de gravitaci�n universal de Newton.
4 Al lector interesado en profundizar m�s en este apasionante tema, le recomendamos el libro Los hoyos negros y la curvatura del espacio-tiempo, de S. Hacyan, n�m. 50 de esta misma serie.
5 Un an�lisis m�s detallado se da en S. Hacyan, op. cit.
6 Adem�s, de la TGR se deriva una demostraci�n rigurosa de la existencia de una masa l�mite para lograr el equilibrio, independientemente del proceso f�sico que produce la presi�n.
7 Palabra a�n no aceptada por la Academia de la Lengua, pero de amplio uso en astrof�sica.
8 Debemos recordar que la atracci�n gravitacional del agujero negro disminuye con la distancia, como la de cualquier cuerpo. De acuerdo con la ley de Newton, la atracci�n disminuye como la distancia al cuadrado.
9 Al estado en que toda la materia est� comprimida en un punto con densidad infinita, se le llama una singularidad del espacio-tiempo.
10 Para una discusi�n m�s profunda sobre los agujeros blancos se recomienda ver a S. Hacyan, op. cit.
