Cómo nacen los agujeros negros

Cómo el núcleo de una estrella gigante se hunde sobre sí mismo y se aísla del universo

Paso a paso

Una gigante condenada

Las estrellas de más de unas 20 veces la masa del Sol terminan su vida con núcleos tan grandes y densos que a la supernova habitual le puede costar arrancar. Los modelos por ordenador sugieren que buena parte de ellas no llega a explotar.

Esta se basa en N6946-BH1, una supergigante roja de unos 25 soles en la galaxia NGC 6946, a 22 millones de años luz. Los astrónomos que vigilaban miles de estrellas así en busca de desapariciones la sorprendieron en 2009.

Desde fuera parece una supergigante hinchada y fría como cualquier otra: nada anuncia lo que su núcleo está a punto de hacer.

El núcleo cede

Como en una supernova, el núcleo de hierro se hunde en un cuarto de segundo y rebota, formando una estrella de neutrones de unos 30 km de ancho. Sale una onda de choque, que se frena.

Todo empieza como en una supernova normal: el núcleo de hierro, demasiado pesado para que lo sostengan sus electrones, se hunde sobre sí mismo y se endurece al alcanzar la densidad de un núcleo atómico. La nueva estrella de neutrones todavía está hinchada y caliente, y emite neutrinos a raudales.

La onda de choque del rebote se queda sin energía en pocas centésimas de segundo y se detiene a unos 150 km, como en todos los colapsos de este tipo. Lo que ocurre después decide si la estrella explota.

Demasiado para sostenerla

Aquí los neutrinos no logran reactivar el choque. El gas sigue lloviendo sobre la estrella de neutrones, que pasa de 1,8 a 2,3 veces la masa del Sol en más o menos un segundo.

En los núcleos más densos el gas cae tan deprisa que el calor de los neutrinos no consigue empujar de nuevo el choque. El choque retrocede, y las capas interiores de la estrella se precipitan sobre la estrella de neutrones a casi la mitad de la velocidad de la luz.

Una estrella de neutrones se sostiene por la presión de sus neutrones, apretados tanto como los núcleos de los átomos. Esa presión tiene un límite: la estrella de neutrones más pesada conocida, PSR J0952-0607, tiene 2,35 veces la masa del Sol, y no se espera ninguna mucho más pesada.

Cada décima de segundo añade más masa. A la estrella de neutrones se le acaba el tiempo.

Más allá del límite

Ya ninguna fuerza puede sostenerla: se hunde en una diezmilésima de segundo. En su centro aparece un horizonte que crece hacia fuera y alcanza a la superficie que cae justo cuando esta llega al tamaño final del horizonte.

Es el colapso más sencillo que la relatividad general describe con exactitud, calculado por Robert Oppenheimer y Hartland Snyder en 1939. El horizonte no es algo que la materia de la estrella forme en su superficie: es el borde de la región de la que la luz ya no puede salir, y empieza como un punto en el centro.

Una vez que la superficie queda dentro, ya nunca se podrá ver nada de la estrella. Su materia sigue cayendo hacia el centro, donde la relatividad general predice una singularidad: un punto donde nuestras leyes actuales de la física dejan de funcionar.

Para una estrella de neutrones de 2,3 soles, el horizonte acaba midiendo unos 14 km de ancho.

Congelada, enrojecida, desaparecida

Vista desde lejos, la superficie parece frenarse al acercarse al horizonte y no llegar nunca del todo. Su luz se vuelve más roja y más débil, y en una milésima de segundo ya no queda nada que ver.

Cerca del horizonte, el tiempo visto desde lejos se estira sin límite, y la luz que sale pierde cada vez más energía. Así, un observador lejano ve el colapso frenarse casi hasta detenerse, la estrella congelada justo fuera de su horizonte. Pero esa estrella congelada es invisible: su luz se debilita unas tres veces cada sesenta millonésimas de segundo.

Esta es la verdad detrás de una idea popular: que alguien que cayera en un agujero negro vería pasar a toda velocidad el futuro entero del universo. No es así: quien cae cruza el horizonte en un instante de su propio tiempo y no ve allí nada especial. Solo los observadores lejanos nunca lo ven cruzar.

Una estrella desaparece

El resto del núcleo cae en menos de una hora, y el agujero crece hasta unos diez soles. Las capas exteriores de la estrella, poco sujetas, se alejan brillando débilmente durante meses; después no queda nada que ver.

Los neutrinos se llevan tanta energía que la estrella de pronto pesa menos, unas décimas de sol. Sus capas exteriores, apenas sujetas por la gravedad, notan que el tirón se afloja y se alejan brillando débilmente: la única señal desde fuera de que ha pasado algo.

Eso es lo que vieron los astrónomos en 2009: N6946-BH1 brilló como un millón de soles durante unos meses y luego se apagó. En 2015 el Hubble no pudo encontrarla en luz visible, donde antes había una estrella de 25 soles. Solo queda un débil brillo infrarrojo de polvo tibio.

Es el mejor caso hasta ahora de una estrella que se hunde directamente en un agujero negro, aunque los astrónomos siguen comprobando que nada más pueda explicarlo.

Un agujero negro

El disco negro es su sombra, unas dos veces y media más ancha que el horizonte, porque la luz que se acerca demasiado queda atrapada. Justo fuera, la luz de las estrellas de detrás se curva en anillos; el fino anillo brillante pegado a la sombra es luz que dio la vuelta al agujero antes de escapar.

De la estrella solo quedan su masa, su giro y su carga eléctrica: un agujero negro no tiene superficie ni nada más que lo distinga. Dos agujeros negros con la misma masa y el mismo giro son exactamente iguales.

Nuestra galaxia debería albergar unos cien millones de agujeros negros nacidos así. La mayoría están solos y a oscuras, y son casi imposibles de encontrar.

Alimentándose de una vecina

Un agujero negro con una compañera cercana puede arrancarle gas y formar un disco. Calentado a millones de grados, el disco brilla en rayos X: así se delató Cygnus X-1, el primer agujero negro descubierto.

Cygnus X-1 es un agujero negro de 21 soles que gira alrededor de una supergigante azul de unos 41, a 7200 años luz. Sus rayos X se descubrieron en 1964, y a principios de los años setenta la órbita de la compañera demostró que su pareja invisible era demasiado pesada para ser otra cosa que un agujero negro.

El gas que cae en espiral se calienta al rozar consigo mismo, y cerca del agujero se mueve a una buena fracción de la velocidad de la luz. El lado del disco que se acerca a nosotros se ve más brillante que el que se aleja, y la gravedad del agujero curva la parte lejana del disco hasta hacerla visible.

En 2024 la sonda Gaia descubrió Gaia BH3, un agujero negro de 33 soles a solo 1926 años luz, por cómo hace girar a su estrella compañera. No se alimenta de nada, y está a oscuras.

De ciudades a gigantes

Los agujeros negros hechos por estrellas pesan desde unos pocos hasta unas decenas de soles. En el centro de las galaxias hay gigantes: Sagitario A* tiene cuatro millones de soles, M87*, seis mil quinientos millones, con un horizonte más ancho que nuestro sistema planetario.

Un horizonte crece al mismo ritmo que su masa: unos 6 km de ancho por cada sol. El de Sagitario A* mide unos 25 millones de km; el de M87*, unos 38 000 millones de km, varias veces más ancho que la órbita de Neptuno.

Cualquier cosa comprimida lo suficiente se convertiría en un agujero negro. El Sol tendría que quedar aplastado en una bola de 6 km de ancho; la Tierra, en una de solo 18 mm, del tamaño de una canica.

Cómo llegaron a ser tan grandes los gigantes todavía se está estudiando. Crecen tragando gas y fusionándose entre sí, pero el telescopio espacial James Webb ha encontrado agujeros negros de millones de soles menos de 500 millones de años después del Big Bang, que quizá nacieron ya grandes: del colapso de nubes de gas, sin ninguna estrella.

Cuando dos agujeros negros se fusionan, sacuden el propio espacio y emiten ondas gravitacionales. Desde 2015, detectores en la Tierra han captado cientos de estas fusiones.