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.

Marcia Bartusiak

Agujero negro

La evolución de una idea

ePub r1.2

Titivillus 12.09.2021

Título original: Black Hole. How an Idea Abandoned by Newtonians, Hated by Einstein, and Gambled on by Hawking Became Loved

Marcia Bartusiak, 2015

Traducción: Lena García Feijoo

Diseño de cubierta: José Luis Maldonado

Editor digital: Titivillus

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Dedico este libro a mis estudiantes, del pasado y del presente, del Programa de Posgrado en Escritura Científica del Instituto Tecnológico de Massachusetts, quienes me inspiran diariamente.

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.

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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, 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 Naturalis Principia 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 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 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 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 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 intrínseca mente 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 surgió cuando un inglés de nombre John Michell aplicó las leyes de Newton al caso más extremo imaginable.

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 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.

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 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 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.

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.

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 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 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. 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 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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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 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 grande 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 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 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.

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 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 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».

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 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 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.

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 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 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 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 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 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.

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).

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. 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 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 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.

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.

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 esenciales estrellas. Durante varios días después, Eddington pasó cada mañana intentando medir por primera vez esas estrellas. 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…».

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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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 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.

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 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 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).

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 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 una estrella tan pequeña? Nunca pasa, dijeron. Seguramente la naturaleza estaba proveyendo los medios para salvar el día.

El propio Schwazschild 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 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. 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 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—.

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 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.

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 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 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 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 prohibe 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 «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.

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.

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 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 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 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 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 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 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 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 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 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.

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.

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 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 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 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 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 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 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. 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 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 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 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.

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 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 Gamov, 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 Gamov, «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, 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 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.

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 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 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 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 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 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».

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 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 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».

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 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 (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 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 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 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 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 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 mejores 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 Princeton me consideran un viejo tonto”. Esta situación se mantuvo casi invariable hasta la muerte de Einstein».

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 un 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 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 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 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; 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 la 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.

«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 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 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 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 departamento 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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 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». 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. 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.

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.

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 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, 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 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.

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 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 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 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 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.

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).

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. 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 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 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 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 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.

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. «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 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 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».

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. «¿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 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 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:

Los astrónomos observaron algunos objetos inusuales relacionados con fuentes de radio. ¿Son escombros de una implosión gravitatoria?

¿A través de qué mecanismo la energía gravitacional se transforma en ondas de radio?

¿Lleva el colapso gravitacional… a la contracción indefinida y a una singularidad en el espacio-tiempo?

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 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 generarse semejante fenómeno? «Por el momento», escribieron Hoyle y Fowler en sus publicaciones, «ignoramos cómo puede 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 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 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 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 tema la vieja camisa de fuerza de las tradicionales… pruebas de relatividad general».

En 1960, por ejemplo, Robert Pound y Glen Rebka finalmente 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 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 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.

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: 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!».

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.

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 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.

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».

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).

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. 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 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 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, 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. 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 caos[*].

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.

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 observarlo 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 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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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 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».

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 el 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 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 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 sucesos para convertirse en un agujero negro. Si mira su reloj, el tiempo avanza con normalidad. Usted ve un segundo pasar. Sin embargo, se echa hacia atrás y mira el Universo en general, miles de millones de años están transcurriendo. La futura historia 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 agujero 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.

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).

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».

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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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 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.

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.

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 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 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 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, 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 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 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.

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. 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.

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).

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 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.

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 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—.

Como la fuerza con que sale a presión la corriente de agua en una manguera de bomberos, estos chorros cósmicos pueden perforar las 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.

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).

La siguiente pregunta era natural: ¿qué mantenía el constante 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 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.

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 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 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.

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.

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.

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 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 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 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 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 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— irradiaría. 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 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 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.

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 se comenzara 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 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 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.

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 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.

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, 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 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 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 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 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 horizontes 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 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 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 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 2300 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 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 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».

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 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 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

J. Robert Oppenheimer y George Volkoff son los primeros en investigar la física de las estrellas de neutrones y descubrir que, al igual que las enanas blancas, tienen un límite máximo de masa.

Oppenheimer y Hartland Snyder publican la primera descripción moderna de un agujero negro. Lo llaman «contracción gravitacional continua». Oppenheimer abandona entonces esta línea de trabajo. Interesado en la relatividad general, se centra en la comunidad de los físicos.

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 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 gravedad es tan grande que nada puede escapar, con el «agujero negro de Calcuta». En la audiencia está el físico Hong-Yee Chiu.

Comienzos de la década de 1960

En el Livermore National Laboratory en California, las simulaciones en computadora demuestran que una 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 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. 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.

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.

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.

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.

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.

«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

«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 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 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.

«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.

«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.

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.

«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.

«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.

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 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.

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.

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.

«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.

«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.

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 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.

«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.

«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.

«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.

«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».

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.

«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.

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.

«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.

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.

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.

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.

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.

«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».

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».

[*]  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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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 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 a quien estuvo a mi lado (literalmente) a lo largo de todo el proceso de escritura: mi perro, Hubble, tan campeón como pícaro.

Índice Analítico

3C 273, cuásar

40 Eridani

A

A Brief History of Time (Hawking)

aceleración

acreción, discos de

Adams, Walter

agujeros negros;

y campos magnéticos,

y carga eléctrica,

como centro de las galaxias

y colapsares

como entidades elementales

como estrellas congeladas

como punto final de una estrella

y cuásares

y emisiones de partículas de

y el escepticismo de la comunidad científica hacia

y el espaciotiempo

explosión de

Cygnus X-

y discos de acreción

ergósferas de

y la gravedad

y Hong-Yee Chiu

idea de Albert Einstein sobre,

la imagen de John Michell de

y J. Robert Oppenheimer

y Karl Schwarzschild

y Kip Thorne

y Lev Landau

y las leyes de Newton

y masa

y mecánica cuántica

mística cultural de

observación astronómica de

y las ondas gravitacionales

origen del término

y Pierre-Simon de Laplace

pulsaciones de

radiaciones de rayos X

rotación de

simulaciones en computadora del colapso gravitacional

y el Simposio de Texas de Astrofísica Relativista

y Stephen Hawking

y Subrahmanyan Chandrasekhar

supermasivos

temperatura de

y el tiempo,

y la Vía Láctea.

Ver también: horizonte de sucesos, singularidades

American Association for the Advancement of Science [AAAS]

Anderson, Alexander

Anderson, Wilhelm

Andrómeda, galaxia

antigravedad

antimateria

argón

Aristarco de Samos

Aristóteles

astronomía de rayos X

atómica, bomba

atómico, núcleo

azufre

B

Baade, Walter

Babson, Roger

Bahnson, Agnew

balanza de torsión

Banks, Joseph

Beckedorff, David

Bekenstein, Jacob

Bell, Jocelyn

Bessel, Friedrich Wilhelm

Besso, Michele

Bethe, Hans

Big Bang

y cuásares

y estrellas de primera generación

fondo cósmico de microondas

origen del término

Stephen Hawking, sobre

binarias, estrellas

emisión de rayos-X desde

y enanas blancas,

y estrellas de neutrones

y gravedad

John Michell, sobre

y relatividad general,

y Yakov Zel’dovich.

Ver también: Cygnus X-⁠1, Sirio y Sirio B

Black Holes and time Warps (Thorne)

Blandford, Roger

Bohr, Niels

Bond, George

Born, Max

Burbidge, Geoff rey

C

calcio

Cangrejo, nebulosa de [Crab Nebula]

carbono

Carlos II (Rey de Inglaterra)

Carter, Brandon

Cassidy, David

Cavendish, Henry

Center for Relativity, (Austin)

Chadwick, James

Chandrasekhar, Balakrishnan

Chandrasekhar, Subrahmanyan

y agujeros negros

conflicto con Arthur Eddington

y los cuásares,

y las enanas blancas

y las estrellas de neutrones

y límite de

y Premio Nobel

Chiu, Hong-Yee

Clark, Alvan

Clark, Alvan Graham

colapsares. Ver agujeros negros

colapso estelar. Ver colapso gravitacional

colapso gravitacional

y agujeros negros como término

y agujeros negros supermasivos

y Albert Einstein

y Arthur Eddington

y carga eléctrica

y cuásares

y escepticismo de la comunidad científica

y Fred Hoyle

y horizonte de eventos

y Lev Landau

y Fritz Zwicky

y fuerzas nucleares

y Hartland Snyder

e irregularidades estelares

y John Archibald Wheeler

y J. Robert Oppenheimer

y Karl Schwarzschild

y Oliver Lodge

y Roger Penrose

y relatividad general

y rotación

y singularidades

y Subrahmanyan Chandrasekhar,

y Roy Kerr

y Wheeler

y Vitaly L. Ginzburg

y Werner Israel

y Yakov Zel’dovich

Colgate, Sterling

cometas

Connally, John

continental, deriva

coordenadas esféricas

Copérnico, Nicolás

corpúsculos

cósmica, estática

cósmica, radiación de microondas como fondo cósmico

cuántica, gravedad

cuántica, mecánica

y agujeros negros

y enanas blancas

y gravedad

y J. Robert Oppenheimer

preparación de los astrónomos

y relatividad especial

y relatividad general

y singularidades

cuántica, teoría

cuásares

y 3C273

y agujeros negros

en los centros galácticos

como concepto

y disco de acreción

distancia a la Tierra

energía irradiada

espectroscopia

y Fritz Zwicky

y la gravedad

imagen de

espectroscopia

y el primero

y el Simposio de Texas sobre Astrofísica Relativista

cuasi-estelares, objetos (QSO siglas en inglés de quasi-stellar objects). Ver cuásares

cuasi-estelares, radio fuentes (QSRS, siglas en inglés de quasi-stellar radio sources). Ver cuásares

cuerpos oscuros

curvatura del espacio-tiempo

y estrellas

y gravedad

y Karl Schwarzschild

y masa

y relatividad general

Cygnus A

Cygnus X-

D

Darwin, Charles

Darwin, Erasmus

degeneración, presión de

Descartes, René

desplazamiento al rojo

DeWitt, Bryce

Dicke, Robert

diferencial, geometría

dimensionalidad

Dirac, Paul

discontinuidad

dobles, estrellas. Ver estrellas binarias

Doppler, efecto. Ver también desplazamiento al rojo

Draper, Henry

Dyson, Freeman

E

Eddington, Arthur

y la composición estelar

conflicto con Subrahmanyan Chandrasekhar

y el movimiento orbital de Mercurio

y la relatividad general

y las singularidades de Schwarzschild

y Sirio y Sirio B

efecto fotoeléctrico

Einstein, Albert

concepto de agujero negro

concepto del espaciotiempo

desarrollo de la teoría general de la relatividad

y el desplazamiento al rojo

y ecuaciones de relatividad general

y las leyes de la gravedad de Newton

y las ondas gravitacionales

y la relatividad especial

y la respuesta a la relatividad general

y la teoría unificada de la relatividad

y el tiempo

Einstein (observatorio espacial)

Eisenstaedt, Jean

eléctrica, carga

agujeros negros

y el colapso gravitacional

y estática cósmica

y los fotones

y los neutrones

y las radio ondas

electrodinámica

electromagnética, radiación

electromagnéticas, fuerzas

electromagnéticas, ondas

electrones

y las enanas blancas

y estática cósmica

y estrellas de neutrones

y el giro (spin)

elípticas, órbitas

enanas blancas

como estrellas binarias

y masa

y novas

y Subrahmanyan Chandrasekhar

Ver también Sirio y Sirio B

entropía

ergosferas

espacio

espacio-tiempo

y agujeros negros

y Albert Einstein

y arrastre de marco

y colapso estelar

curvatura de

y espacio

y estrellas de neutrones

y gravedad

y horizonte de sucesos

y masa

y mecánica cuántica

y tiempo

espectro estelar

estrellas

análisis de la estructura interna de

catálogo de Hiparco

y curvatura del espacio-tiempo

curvatura de su luz

estrellas Wolf-Rayet

estructura de

de la Vía Láctea

densidad de

relación calor/luminosidad

Sirio y Sirio B

sistemas binarios

Ver también colapso gravitacional y estrellas específicas y tipos particulares de estrellas

estrellas congeladas

éter, teoría de

Euclides

eventos, horizonte de (o de sucesos)

como siempre creciente

condiciones en

y los cuásares

y la emisión de partículas de los agujeros negros

y la ergosfera

y la gravedad

y la luz

y la mecánica cuántica;

y la rotación de los agujeros negros

y las singularidades

y la teoría unificada de las fuerzas

y el tiempo

Ewing, Ann

experimentación

Exposition du système du monde (Laplace)

F

Feynman, Richard

Finkelstein, David

Fornax A, galaxia

fotones

Fowler, Ralph

Fowler, William

Franklin, Benjamin

Fuller, Robert

Gravity Research Foundation

G

galácticas, colisiones

galaxias

y formación de

radiogalaxias

gamma, rayos

Gamow, George

Giacconi, Riccardo

Gilbert, William

Ginzburg, Vitaly L.

giro

y agujeros negros

y electrones

Gold, Thomas

Goudsmit, Samuel

gravedad

agujeros negros

el balanceo orbital

y cuásares

y las enanas blancas

y el espacio-tiempo

y estrellas binarias

y las estrellas de neutrones

y los estudios de Newton sobre

y horizonte de sucesos

y la luz

y la masa de los núcleos estelares

y la mecánica cuántica

y las novas

y ondas gravitacionales

las reglas de Robert Hooke para

y relatividad general

y las supernovas,

y el tiempo

y el Universo geocéntrico

y el Universo heliocéntrico

Ver también: colapso gravitacional

gravedad de la cuántica de bucles

gravitones

Green, Richard

Grossman, Marcel

Gursky, Herbert

Guseynov, Oktay

H

Halley, cometa de

Halley, Edmond

Hamburgo, Observatorio de

Harrison, B. Kent

Harvard, Observatorio de la

Universidad de

Hawking, radiación de

Hawking, Stephen

apuesta con Kip Thorne

ensayo para la Gravity Research Foundation

y la entropía del agujero negro

y las propiedades de los agujeros negros

y la radiación del agujero negro

y la rotación del agujero negro

sobre el Big Bang

Heisenberg, Werner

helio

Herschel, William

hidrógeno

hierro

Hiparco

Hooke, Robert, 198n

horizonte de sucesos

Hoskin, Michell

Hoyle, Fred

Hubble, Edwin

Hulse, Russell

I

Infeld, Leopold

Israel, Werner

J

Jansky, Karl

Jansky Very Large Array (VLA)

Jeans, James

K

Kaiser, David

Kapitsa, Pyotr

Kepler, Johannes

Kerr, Roy

Khalatnikov, Isaak.

Königsberg, Observatorio de

Kruskal, Martin

L

Landau, Lev

y el colapso gravitacional

y los «corazones neutrónicos» de las estrellas

y enanas blancas

y energía estelar

y las estrellas de neutrones

Laplace, Simon

Lawrence, Ernest

Lense, Joseph

ley del cuadrado inverso

LIGO, Observatorio de Ondas Gravitacionales con Interferómetro Láser

Lick, Observatorio

Lifschitz, Evgeny

Lightman, Alan

Lodge, Oliver

longitud y dimensionalidad

Lundmark, Knut

luminosidad

Luna, y los estudios gravitacionales de Newton

luz

y agujeros negros

y cuásares

y espacio-tiempo, y gravedad

y horizonte de sucesos y radioastronomía

Ver también velocidad de la luz

Lynden-Bell, Donald

M

magnesio

magnéticos, campos

magnetismo

Manhattan, Proyecto

MANIAC (computadora)

mareas

Marshall, Lauriston

masa

y agujeros negros

y cuásares

y curvatura del espacio-tiempo

y enanas blancas

estimación de la de las estrellas

y estrellas de neutrones

y gravedad

y horizonte de sucesos

y de los núcleos estelares

y ondas gravitacionales

de Sirio B

y supernovas

y superestrellas

y la velocidad de la luz

matemáticas

y astronomía

y estrellas de neutrones

y los estudios de Newton sobre la gravedad

y la relatividad especial

y relatividad general

materia oscura

Maxwell, James Clerk

McCormmach, Russell

Melia, Fulvio

Mercurio (planeta)

Michell, John

Miller, Arthur

Milne, Edward

Minkowski, Hermann

Misner, Charles

Mount Wilson, Observatorio de

movimiento o arrastre del marco referencial

movimiento planetario

y la fijación de los astrónomos con el Sistema Solar

Mercurio

reglas de Newton para

Ver también gravedad

N

neón

neutrinos

neutrones

descubrimiento

y las novas

en los núcleos estelares

neutrones, estrellas de

y el desplazamiento gravitacional al rojo

y la gravedad

y Hong-Yee Chiu

y John Archibald Wheeler

y J. Robert Oppenheimer

y Lev Landau

y la masa

y la mejora en la detección de

y las ondas de gravedad

radiación emitida

rayos X emitidos por

y Richard Tolman

y Subrahmanyan Chandrasekhar

y supernovas

y telescopios

Newton, Isaac

y el concepto del espacio

concepto del tiempo

estudios sobre la gravedad

y la naturaleza de la luz

y Roger Babson

novas

Novikov, Igor

nuclear, fisión

nucleares, fuerzas

y agujeros negros

y cuásares

y energía estelar

y estrellas de neutrones

y mecánica cuántica

y novas

y radiogalaxias

O

objetos cuasi-estelares (QSO; siglas en inglés de Quasi Stellar Objects)

Ver cuásares

ondas, luz como

Öpik, Ernst

Oppenheimer, J. Robert

y agujeros negros

y colapso gravitacional

como maestro de física teórica

y estrellas de neutrones

y Kip Thorne

y mecánica cuántica;

en el Simposio de Texas sobre Astrofísica Relativista

y singularidades

Osada, Kentaro

Owens, valle de (radio observatorio)

oxígeno

P

Palomar, Mountain (telescopio)

Paolini, Frank

Papapetrou, Achilles

partículas, física de

partículas

emitidas desde los agujeros negros

la luz como

Pauli, Wolfgang

Penrose, Roger

Perro, Estrella

Ver Sirio y Sirio B

Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (Newton)

Planck, Max

plasma, haces o rayos

Platón

plutonio-239

Porter, Cole

Postdam, Observatorio Astrofísico de

Pound, Robert

Price, Richard

Priestley, Joseph

Primera Guerra Mundial

Procyon

protones

pulsares

Ver también estrellas de neutrones

R

radar

radioastronomía

y cuásares;

y Cygnus X-⁠1

y estática cósmica

y ondas gravitacionales

y radiotelescopios

y la renuencia entre los astrónomos ópticos a asumirla

y supernovas

radiogalaxias

radio pulsares

Ver pulsares

Reber, Grote

Rebka, Glen

Renn, Jürgen

Rees, Martin

relatividad

Ver teoría general de la relatividad

teoría especial de la relatividad

teoría unificada de la relatividad

Riemann, Bernhard

Rindler, Wolfang

Robinson, David

Robinson, Ivor

Rosenfeld, Albert

Rossi, Bruno

rotación

y agujeros negros

y colapso gravitacional

Royal Society of London

Russell, Henry Norris

S

Sakharov, Andrei

Salpeter, Edwin

Sampson, Ralph

Sandage, Allan

Sargent, Wallace

Schild, Alfred

Schmidt, Maarten

Schopenhauer, Arthur,

Schücking, Engelbert

Schwarzschild, esfera

Ver horizonte de sucesos

Schwarzschild, Karl

y singularidades

y la solución a las ecuaciones de relatividad general

Schwarzschild, Martin

Schwarzschild, singularidad de

Sco X-⁠1

Segunda Guerra Mundial

Serber, Robert

silicio

Simposio de Texas sobre Astrofísica Relativista

15.º aniversario

agenda de

y el agujero negro como concepto

y el colapso gravitacional

la presentación de Roy Kerr

la presentación de Stephen Hawking

y la relatividad general

su nombre

su organización

los participantes

singularidades

y Albert Einstein

y colapso gravitacional

y estrellas de neutrones

y horizonte de sucesos

e irregularidades estelares

y John Archibald Wheeler

y J. Robert Oppenheimer

y Karl Schwarzschild

y mecánica cuántica

Siraj ud-Daulah (Nawab de Bengala)

Sirio

Sirio B

sistema de posicionamiento global [Global Positioning System] (GPS)

Snyder, Hartland

sobre el espacio-tiempo

solares, rayos X

Stalin, Joseph

Starobinsky, Alexander

Star Trek («Viaje a las Estrellas» programa de televisión)

Stoner, Edmund

Sullivan, A. M.

Sullivan, Walter

Sullivan, Woodruff

súper cuerdas, teoría de

superestrellas

súper fluidez

supermasivos, agujeros negros

supernovas

y cuásares

y emisiones de rayos X desde

y las estrellas de neutrones

y la gravedad

y las ondas gravitacionales

y radioastronomía

reunión en el Instituto Goddard

y Walter Baade

T

Taylor, John

Taylor, Joseph

telescopios

la búsqueda de Sirio B

y el espectro óptico de los cuásares

y estrellas de neutrones

mejoras del siglo XVIII a

observatorios de ondas gravitacionales

placas fotográficas de

radiotelescopios

Ver también radioastronomía

astronomía de rayos X

teoría especial de la relatividad

y Albert Einstein

y enanas blancas

y matemáticas

y mecánica cuántica

preparación de los astrónomos en

y velocidad

teoría general de la relatividad

y aceleración

y agujeros negros

y Albert Einstein

y Arthur Eddington

y astrofísicos

y el colapso gravitacional

y el desplazamiento gravitacional al rojo

y las enanas blancas

estancamiento del interés en

y las estrellas de neutrones

y la física de partículas elementales

y la gravedad

y John Archibald Wheeler

y Karl Schwarzschild

y matemáticas

y la mecánica cuántica

mejora en el instrumental para verificarla

y las ondas gravitatorias

y la órbita de Mercurio

preparación de los astrónomos en

prohibición en los artículos de Physical Review

y la órbita de Mercurio

y las radiogalaxias

resurgimiento del interés en

y las singularidades

y el tiempo

The Internal Constitution of the Stars (Eddington)

The Mathematical Theory of Black Holes (Chandrasekhar)

Thirring, Hans

Thorne, Kip

y agujeros negros

y Evgeny Lifshitz

y John Archibald Wheeler

y J. Robert Oppenheimer

y radiogalaxias

y la relatividad general

sobre Albert Einstein

sobre Yakov Zel’dovich

tiempo

agujeros negros

y campos gravitacionales

y el concepto espacio-tiempo

y horizonte de sucesos

Ver también espacio-tiempo

Tolman, Richard

Trautman, Andrzej

Trimble, Virginia

teoría unificadora de la relatividad (unified theory of relativity)

U

Uhuru (satélite de rayos X)

uranio-235

V

V1500 Cygni-I

Vía Láctea, galaxia

y agujeros negros

y cuásares

y estrellas binarias

radioondas del centro de

velocidad, y relatividad especial

Ver también velocidad de la luz

Very Large Array

velocidad de la luz

como constante fundamental de la Naturaleza

y enanas blancas

y la gravedad

y haces de plasma

y horizonte de sucesos

y masa

y las observaciones de estrellas binarias

y ondas gravitacionales

y teoría del éter

y el tiempo

vientos estelares

Volkoff, George

von Zach, Franz Xaver

W

Wakano, Masami

Welther, Barbara

Westfall, Richard

Wheeler, John Archibald

y agujeros negros

y colapso gravitacional

educación

y Jacob Bekenstein

y relatividad general

y singularidades

White, Richard

Winstein, Carolee

Woolsthorpe Manor, Inglaterra, y los estudios de Newton sobre la gravedad

Y

Yerkes, Observatorio de

Z

Zel’dovich, Yakov

agujeros negros

y colapso gravitacional

y cuásares

y estrellas binarias

Znajek, Roman

Zwicky, Fritz

colapso gravitacional

y estrellas de neutrones

y supernovas

versatilidad académica de

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.