jueves, 5 de mayo de 2011

LOS AGUJEROS NEGROS NO SON TAN NEGROS


Capítulo 7

LOS AGUJEROS NEGROS NO SON TAN NEGROS

Antes de 1970, mi investigación sobre la relatividad general se había concentrado
fundamentalmente en la cuestión de si ha habido o no una singularidad en el big
bang. Sin embargo, una noche de noviembre de aquel año, justo un poco después
del nacimiento de mi hija Lucy, comencé a pensar en los agujeros negros mientras
me acostaba. Mi enfermedad convierte esta operación en un proceso bastante
lento, de forma que tenía muchísimo tiempo. En aquella época, no existía una
definición precisa de qué puntos del espacio-tiempo caen dentro de un agujero
negro y cuáles caen fuera. Ya había discutido con Roger Penrose la idea de definir
un agujero negro como el conjunto de sucesos desde los que no es posible escapar
a una gran distancia, definición que es la generalmente aceptada en la actualidad.

Significa que la frontera del agujero negro, el horizonte de sucesos, está formada por
los caminos en el espacio-tiempo de los rayos de luz que justamente no consiguen
escapar del agujero negro, y que se mueven eternamente sobre esa frontera (figura
7. l). Es algo parecido a correr huyendo de la policía y conseguir mantenerse por
delante, pero no ser capaz de escaparse sin dejar rastro.


De repente, comprendí que los caminos de estos rayos de luz nunca podrían
aproximarse entre sí. Si lo hicieran, deberían acabar chocando. Sería como
encontrarse con algún otro individuo huyendo de la policía en sentido contrario:

¡ambos serían detenidos! (0, en este caso, los rayos de luz caerían en el agujero
negro.) Pero si estos rayos luminosos fueran absorbidos por el agujero negro, no
podrían haber estado entonces en la frontera del agujero negro. Así, los caminos de
los rayos luminosos en el horizonte de sucesos tienen que moverse siempre o
paralelos o alejándose entre sí. Otro modo de ver esto es imaginando que el
horizonte de sucesos, la frontera del agujero negro, es como el perfil de una sombra
(la sombra de la muerte inminente). Si uno se fija en la sombra proyectada por una
fuente muy lejana, tal como el Sol, verá que los rayos de luz del perfil no se están
aproximando entre sí.

Si los rayos de luz que forman el horizonte de sucesos, la frontera del agujero negro,
nunca pueden acercarse entre ellos, el área del horizonte de sucesos podría o
permanecer constante 0 aumentar con el tiempo, pero nunca podría disminuir,
porque esto implicaría que al menos algunos de los rayos de luz de la frontera
tendrían que acercarse entre sí. De hecho, el área aumentará siempre que algo de
materia o radiación caiga en el agujero negro (figura 7.2). 0 si dos agujeros negros
chocan y se quedan unidos formando un único agujero negro, el área del horizonte
de sucesos del agujero negro final será mayor o igual que la suma de las áreas de
los horizontes de sucesos de los agujeros negros originales (figura 7.3). Esta
propiedad de no disminución del área del horizonte de sucesos produce una
restricción importante de los comportamientos posibles de los agujeros negros. Me
excitó tanto este descubrimiento que casi no pude dormir aquella noche. Al día
siguiente, llamé por teléfono a Roger Penrose. Él estuvo de acuerdo conmigo. Creo
que, de hecho, él ya era consciente de esta propiedad del área. Sin embargo, él
había estado usando una definición de agujero negro ligeramente diferente. No se
había dado cuenta de que las fronteras de los agujeros negros, de acuerdo con las
dos definiciones, serían las mismas, por lo que también lo serían sus áreas
respectivas, con tal de que el agujero negro se hubiera estabilizado en un estado
estacionario en el que no existieran cambios temporales.



Figuras 7:2 & 7:3

El comportamiento no decreciente del área de un agujero negro recordaba el
comportamiento de una cantidad física llamada entropía, que mide el grado de
desorden de un sistema. Es una cuestión de experiencia diaria que el desorden
tiende a aumentar, si las cosas se abandonan a ellas mismas. (¡Uno sólo tiene que
dejar de reparar cosas en la casa para comprobarlo!) Se puede crear orden a partir
del desorden (por ejemplo, uno puede pintar la casa), pero esto requiere un consumo
de esfuerzo o energía, y por lo tanto disminuye la cantidad de energía ordenada
obtenible.

Un enunciado preciso de esta idea se conoce como segunda ley de la
termodinámica. Dice que la entropía de un sistema aislado siempre aumenta, y que
cuando dos sistemas se juntan, la entropía del sistema combinado es mayor que la
suma de las entropías de los sistemas individuales. Consideremos, a modo de
ejemplo, un sistema de moléculas de gas en una caja. Las moléculas pueden
imaginarse como pequeñas bolas de billar chocando continuamente entre sí y con
las paredes de la caja. Cuanto mayor sea la temperatura del gas, con mayor rapidez
se moverán las partículas y, por lo tanto, con mayor frecuencia e intensidad chocarán
contra las paredes de la caja, y mayor presión hacia fuera ejercerán. Supongamos
que las moléculas están inicialmente confinadas en la parte izquierda de la caja
mediante una pared separadora. Si se quita dicha pared, las moléculas tenderán a
expandirse y a ocupar las dos mitades de b caja. En algún instante posterior, todas
ellas podrían estar, por azar, en la parte derecha, o, de nuevo, en la mitad izquierda,
pero es extremadamente más probable que haya un número aproximadamente igual
de moléculas en cada una de las dos mitades. Tal estado es menos ordenado, o
más desordenado, que el estado original en el que todas las moléculas estaban en
una mitad. Se dice, por eso, que la entropía del gas ha aumentado. De manera
análoga, supongamos que se empieza con dos cajas, una que contiene moléculas
de oxígeno y la otra moléculas de nitrógeno. Si se juntan las cajas y se quitan las
paredes separadoras, las moléculas de oxígeno y de nitrógeno empezarán a
mezclarse. Transcurrido cierto tiempo, el estado más probable será una mezcla
bastante uniforme de moléculas de oxígeno y nitrógeno en ambas cajas. Este
estado estará menos ordenado, y por lo tanto tendrá más entropía que el estado
inicial de las dos cajas separadas.

La segunda ley de la termodinámica tiene un status algo diferente al de las restantes
leyes de la ciencia, como la de la gravedad de Newton por citar un ejemplo, porque
no siempre se verifica, aunque sí en la inmensa mayoría de los casos. La
probabilidad de que todas las moléculas de gas de nuestra primera caja se
encuentren en una mitad, pasado cierto tiempo, es de muchos millones de millones
frente a uno, pero puede suceder. Sin embargo, si uno tiene un agujero negro,
parece existir una manera más fácil de violar la segunda ley: simplemente lanzando
al agujero negro materia con gran cantidad de entropía, como, por ejemplo, una caja
de gas. La entropía total de la materia fuera del agujero negro disminuirá. Todavía
se podría decir, desde luego, que la entropía total, incluyendo la entropía dentro del
agujero negro, no ha disminuido, pero, dado que no hay forma de mirar dentro del
agujero negro, no podemos saber cuánta entropía tiene la materia de dentro. Sería
entonces interesante que hubiera alguna característica del agujero negro a partir de
la cual los observadores, fuera de él, pudieran saber su entropía, y que ésta
aumentara siempre que cayera en el agujero negro materia portadora de entropía.

Siguiendo el descubrimiento descrito antes (el área del horizonte de sucesos
aumenta siempre que caiga materia en un agujero negro), un estudiante de
investigación de Princeton, llamado Jacob Bekenstein, sugirió que el área del
horizonte de sucesos era una medida de la entropía del agujero negro. Cuando
materia portadora de entropía cae en un agujero negro, el área de su horizonte de
sucesos aumenta, de tal modo que la suma de la entropía de la materia fuera de los
agujeros negros y del área de los horizontes nunca disminuye.

Esta sugerencia parecía evitar el que la segunda ley de la termodinámica fuera
violada en la mayoría de las situaciones. Sin embargo, había un error fatal. Si un
agujero negro tuviera entropía, entonces también tendría que tener una temperatura.

Pero un cuerpo a una temperatura particular debe emitir radiación a un cierto ritmo.

Es una cuestión de experiencia común que si se calienta un atizador en el fuego se
pone rojo incandescente y emite radiación; los cuerpos a temperaturas más bajas
también emiten radiación, aunque normalmente no se aprecia porque la cantidad es
bastante pequeña. Se requiere esta radiación para evitar que se viole la segunda
ley. Así pues, los agujeros negros deberían emitir radiación. Pero por su propia
definición, los agujeros negros son objetos que se supone que no emiten nada.

Parece, por lo tanto, que el área de un agujero negro no podría asociarse con su
entropía. En 1972, escribí un artículo con Brandon Carter y un colega
norteamericano, Jim Bardeen, en el que señalamos que aunque había muchas
semejanzas entre entropía y área del horizonte de sucesos, existía esta dificultad
aparentemente fatal. Debo admitir que al escribir este artículo estaba motivado, en
parte, por mi irritación contra Bekenstein, quien, según yo creía, había abusado de
mi descubrimiento del aumento del área del horizonte de sucesos. Pero al final
resultó que él estaba básicamente en lo cierto, aunque de una manera que él no
podía haber esperado.

En septiembre de 1973, durante una visita mía a Moscú, discutí acerca de agujeros
negros con dos destacados expertos soviéticos, Yakov Zeldovich y Alexander
Starobinsky. Me convencieron de que, de acuerdo con el principio de incertidumbre
de la mecánica cuántica, los agujeros negros en rotación deberían crear y emitir
partículas. Acepté sus argumentos por motivos físicos, pero no me gustó el modo
matemático cómo habían calculado la emisión. Por esto, emprendí la tarea de idear
un tratamiento matemático mejor, que describí en un seminario informal en Oxford, a
finales de noviembre de 1973. En aquel momento, aún no había realizado los
cálculos para encontrar cuánto se emitiría realmente. Esperaba descubrir
exactamente la radiación que Zeldovich y Starobinsky habían predicho para los
agujeros negros en rotación. Sin embargo, cuando hice el cálculo, encontré, para mi
sorpresa y enfado, que incluso los agujeros negros sin rotación deberían crear
partículas a un ritmo estacionario. Al principio pensé que esta emisión indicaba que
una de las aproximaciones que había usado no era válida. Tenía miedo de que si
Bekenstein se enteraba de esto, lo usara como un nuevo argumento para apoyar su
idea acerca de la entropía de los agujeros negros, que aún no me gustaba. No
obstante, cuanto más pensaba en ello, más me parecía que las aproximaciones
deberían de ser verdaderamente adecuadas. Pero lo que al final me convenció de
que la emisión era real fue que el espectro de las partículas emitidas era
exactamente el mismo que emitiría un cuerpo caliente, y que el agujero negro emitía
partículas exactamente al ritmo correcto, para evitar, violaciones de la segunda ley.

Desde entonces los cálculos se han repetido de diversas maneras por otras
personas. Todas ellas confirman que un agujero negro debería emitir partículas y
radiación como si fuera un cuerpo caliente con una temperatura que sólo depende
de la masa del agujero negro: cuanto mayor sea la masa, tanto menor será la
temperatura.

¿Cómo es posible que un agujero negro parezca emitir partículas cuando sabemos
que nada puede escapar de dentro de su horizonte de sucesos? La respuesta, que
la teoría cuántica nos da, es que las partículas no provienen del agujero negro, sino
del espacio «vacío» justo fuera del horizonte de sucesos del agujero negro.

Podemos entender esto de la siguiente manera: lo que consideramos el espacio
«vacío» no puede estar totalmente vacío, porque esto significaría que todos los
campos, tales como el gravitatorio o el electromagnético, tendrían que ser
exactamente cero. Sin embargo, el valor de un campo y su velocidad de cambio con
el tiempo son como la posición y la velocidad de una partícula: el principio de
incertidumbre implica que cuanto con mayor precisión se conoce una de esas dos
magnitudes, con menor precisión se puede saber la otra. Así, en el espacio vacío, el
campo no puede estar fijo con valor cero exactamente, porque entonces tendría a la
vez un valor preciso (cero) y una velocidad de cambio precisa (también cero). Debe
haber una cierta cantidad mínima debido a la incertidumbre, o fluctuaciones
cuánticas, del valor del campo. Uno puede imaginarse estas fluctuaciones como
pares de partículas de luz o de gravedad que aparecen juntas en un instante
determinado, se separan, y luego se vuelven a juntar, aniquilándose entre sí. Estas
partículas son partículas virtuales, como las partículas que transmiten la fuerza
gravitatoria del Sol: al contrario que las partículas reales, no pueden ser observadas
directamente con un detector de partículas. No obstante, sus efectos indirectos,
tales como pequeños cambios en las energías de las órbitas electrónicas en los
átomos, pueden ser medidos y concuerdan con las predicciones teóricas con un alto
grado de precisión. El principio de incertidumbre también predice que habrá pares
similares de partículas materiales virtuales, como electrones o quarks. En este caso,
sin embargo, un miembro del par será una partícula y el otro una antipartícula (las
antipartículas de la luz y de la gravedad son las mismas que las partículas).

Como la energía no puede ser creada de la nada, uno de los componentes dé un par
partícula/antipartícula tendrá energía positiva y el otro energía negativa. El que tiene
energía negativa está condenado a ser una partícula virtual de vida muy corta,
porque las partículas reales siempre tienen energía positiva en situaciones normales.
Debe, por lo tanto, buscar a su pareja y aniquilarse con ella. Pero una partícula real,
cerca de un cuerpo masivo, tiene menos energía que si estuviera lejos, porque se
necesitaría energía para alejarla en contra de la atracción gravitatoria de ese cuerpo.

Normalmente, la energía de la partícula aún sigue siendo positiva, pero el campo
gravitatorio dentro de un agujero negro es tan intenso que incluso una partícula real
puede tener allí energía negativa. Es, por lo tanto, posible, para la partícula virtual
con energía negativa, si está presente un agujero negro, caer en el agujero negro y
convertirse en una partícula o antipartícula real. En este caso, ya no tiene que
aniquilarse con su pareja. Su desamparado compañero puede caer así mismo en el
agujero negro. 0, al tener energía positiva, también puede escaparse de las
cercanías del agujero negro como una partícula o antipartícula real (figura 7.4). Para
un observador lejano, parecerá haber sido emitida desde el agujero negro. Cuanto
más pequeño sea el agujero negro, menor será la distancia que la partícula con
energía negativa tendrá que recorrer antes de convertirse en un partícula real y, por
consiguiente, mayores serán la velocidad de emisión y la temperatura aparente del
agujero negro.




Figura 7:4

La energía positiva de la radiación emitida sería compensada por un flujo hacia el
agujero negro de partículas con energía negativa. Por la ecuación de Einstein
E=mc2 (en donde E es la energía, m, la masa y c, la velocidad de la luz), sabemos
que la energía es proporcional a la masa. Un flujo de energía negativa hacia el
agujero negro reduce, por lo tanto, su masa. Conforme el agujero negro pierde
masa, el área de su horizonte de sucesos disminuye, pero la consiguiente
disminución de entropía del agujero negro es compensada de sobra por la entropía
de la radiación emitida, y, así, la segunda ley nunca es violada.

Además, cuanto más pequeña sea la masa del agujero negro, tanto mayor será su
temperatura. Así, cuando el agujero negro pierde masa, su temperatura y su
velocidad de emisión aumentan y, por lo tanto, pierde masa con más rapidez. Lo
que sucede cuando la masa del agujero negro se hace, con el tiempo,
extremadamente pequeña no está claro, pero la suposición más razonable es que
desaparecería completamente en una tremenda explosión final de radiación,
equivalente a la explosión de millones de bombas H.

Un agujero negro con una masa de unas pocas veces la masa del Sol tendría una
temperatura de sólo diez millonésimas de grado por encima del cero absoluto. Esto
es mucho menos que la temperatura de la radiación de microondas que llena el
universo (aproximadamente igual a 2.7' por encima del cero absoluto), por lo que
tales agujeros negros emitirían incluso menos de lo que absorben. Si el universo
está destinado a continuar expandiéndose por siempre, la temperatura de la
radiación de microondas disminuirá y con el tiempo será menor que la de un agujero
negro de esas características, que entonces empezaría a perder masa. Pero,
incluso en ese caso, su temperatura sería tan pequeña que se necesitarían
aproximadamente un millón de billones de billones de billones de billones de billones
de años (un 1 con sesenta y seis ceros detrás), para que se evaporara
completamente. Este período es mucho más largo que la edad del universo que es
sólo de unos diez o veinte mil millones de años (un 1 o 2 con diez ceros detrás). Por
el contrario, como se mencionó en el capítulo 6, podrían existir agujeros negros
primitivos con una masa mucho más pequeña, que se formaron debido al colapso de
irregularidades en las etapas iniciales del universo. Estos agujeros negros tendrían
una mayor temperatura y emitirían radiación a un ritmo mucho mayor. Un agujero
negro primitivo con una masa inicial de mil millones de toneladas tendría una vida
media aproximadamente igual a la edad del universo. Los agujeros negros
primitivos con masas iniciales menores que la anterior ya se habrían evaporado
completamente, pero aquellos con masas ligeramente superiores aún estarían
emitiendo radiación en forma de rayos X y rayos gamma. Los rayos X y los rayos
gamma son como las ondas luminosas, pero con una longitud de onda más corta.

Tales agujeros apenas merecen el apelativo de negros: son realmente blancos
incandescentes y emiten energía a un ritmo de unos diez mil megavatios.
Un agujero negro de esas características podría hacer funcionar diez grandes
centrales eléctricas, si pudiéramos aprovechar su potencia. No obstante, esto sería
bastante difícil: ¡el agujero negro tendría una masa como la de una montaña
comprimida en menos de una billonésima de centímetro, el tamaño del núcleo de un
átomo! Si se tuviera uno de estos agujeros negros en la superficie de la Tierra, no
habría forma de conseguir que no se hundiera en el suelo y llegara al centro de la
Tierra. Oscilaría a través de la Tierra, en uno y otro sentido, hasta que al final se
pararía en el centro. Así, el único lugar para colocar este agujero negro, de manera
que se pudiera utilizar la energía que emite, sería en órbita alrededor de la Tierra, y
la única forma en que se le podría poner en órbita sería atrayéndolo por medio de
una gran masa puesta delante de él, similar a la zanahoria en frente del burro. Esto
no parece una propuesta demasiado práctica, al menos en un futuro inmediato.
Pero aunque no podamos aprovechar la emisión de estos agujeros negros
primitivos, ¿cuáles son nuestras posibilidades de observarlos? Podríamos buscar
los rayos gamma que emiten durante la mayor parte de su existencia. A pesar de
que la radiación de la mayor parte de ellos sería muy débil, porque estarían muy
lejos, el total de todos ellos sí que podría ser detestable. Podemos observar este
fondo de rayos gamma: la figura 7.5 muestra cómo difiere la intensidad observada
con la predicha a diferentes frecuencias (el número de ondas por segundo). Sin
embargo, este fondo de radiación podría haber sido generado, y probablemente lo
fue, por otros procesos distintos a los de los agujeros negros primitivos. La línea a
trazos de la figura 7.5 muestra cómo debería variar la intensidad con la frecuencia
para rayos gamma producidos por agujeros negros primitivos, si hubiera, por
término medio, 300 por año-luz cúbico. Se puede decir, por lo tanto, que las
observaciones del fondo de rayos gamma no proporcionan ninguna evidencia
positiva de la existencia de agujeros negros primitivos, pero nos dicen que no puede
haber más de 300 por cada año-luz cúbico en el universo. Este límite implica que
los agujeros negros primitivos podrían constituir como mucho la millonésima parte de
la materia del universo.



Figura 7:5

Al ser los agujeros negros primitivos así de escasos, parecería improbable que
existiera uno lo suficientemente cerca de nosotros como para poder ser observado
como una fuente individual de rayos gamma. Sin embargo, dado que la gravedad
atraería a los agujeros negros hacia la materia, éstos deberían de estar, en general,
alrededor y dentro de las galaxias. Así, a pesar de que el fondo de rayos gamma
nos dice que no puede haber, por término medio, más de 300 agujeros negros
primitivos por año-luz cúbico, no nos dice nada de cuántos puede haber en nuestra
propia galaxia. Si hubiera, por ejemplo, un millón de veces más que por término
medio, entonces el agujero negro más cercano estaría a una distancia de unos mil
millones de kilómetros, o, aproximadamente, a la misma distancia que Plutón, el más
lejano de los planetas conocidos. A esta distancia, aún sería muy difícil detectar la
emisión estacionaria de un agujero negro, incluso aunque tuviera una potencia de
diez mil megavatios. Para asegurar que se observa un agujero negro primitivo se
tendrían que detectar varios cuantos de rayos gamma provenientes de la misma
dirección en un espacio de tiempo razonable, por ejemplo, una semana. De otra
forma, podrían ser simplemente parte de la radiación de fondo. Pero el principio de
cuantificación de Planck nos dice que cada cuanto de rayos gamma tiene una
energía muy alta, porque los rayos gamma poseen una frecuencia muy elevada, de
forma que no se necesitarían muchos cuantos para radiar una potencia de diez mil
megavatios. Para observar los pocos cuantos que llegarían desde una distancia
como la de Plutón se requeriría un detector de rayos gamma mayor que cualquiera
de los que se han construido hasta ahora. Además, el detector debería de estar en
el espacio, porque los rayos gamma no pueden traspasar la atmósfera.

Desde luego que si un agujero negro tan cercano como Plutón llegara al final de su
existencia y explotara, sería fácil detectar el estallido final de radiación. Pero si el
agujero negro ha estado emitiendo durante los últimos diez o veinte mil millones de
años, la probabilidad de que llegue al final de su vida durante los próximos años, en
vez de que lo hubiera hecho hace millones de años, o de que lo hiciera dentro de
millones de años, es bastante pequeña. Así para poder tener una probabilidad
razonable de ver una explosión antes de que la beca de investigación se nos acabe,
tendremos que encontrar un modo de detectar cualquier explosión que ocurra a
menos de un año-luz. Aún se necesitaría disponer de un gran detector de rayos
gamma para poder observar varios cuantos de rayos gamma provenientes de la
explosión. En este caso, sin embargo, no sería necesario determinar que todos los
cuantos vienen de la misma dirección: sería suficiente observar que todos llegan en
un intervalo de tiempo muy corto, para estar razonablemente seguros de que todos
provienen de la misma explosión.

Un detector de rayos gamma capaz de encontrar agujeros negros primitivos es la
atmósfera terrestre entera. (De cualquier modo, ¡es improbable que seamos
capaces de construir un detector mayor!) Cuando un cuanto de rayos gamma de alta
energía choca con los átomos de nuestra atmósfera crea pares de electrones y
positrones (antielectrones). Cuando éstos chocan con otros átomos, crean a su vez
más pares de electrones y positrones, de forma que se obtiene lo que se llama una
lluvia de electrones. El resultado es una forma de luz conocida como radiación de
Cherenkov. Se pueden, por lo tanto, detectar impactos de rayos gamma buscando
destellos luminosos en el cielo nocturno. Por supuesto que existen diversidad de
fenómenos distintos, como rayos de tormentas y reflexiones de la luz solar en
satélites orbitales y desechos espaciales, que también dan lugar a destellos en el
cielo. Los impactos de rayos gamma se pueden distinguir de estos efectos
observando los destellos en dos o más lugares ampliamente separados. Una
investigación de este tipo fue llevada a cabo por dos cientfflcos de Dublín, Neil Porter
y Trevor Weekes, que usaron telescopios en Arizona. Encontraron cierto número de
destellos, pero ninguno que pudiera ser asociado, sin lugar a dudas, a impactos de
rayos gamma provenientes de agujeros negros primitivos.

Aunque la búsqueda de agujeros negros primitivos resulte negativa, como parece
ser que puede ocurrir, aún nos dará una valiosa información acerca de los primeros
instantes del universo. Si el universo primitivo hubiese sido caótico o irregular, o si la
presión de la materia hubiese sido baja, se habría esperado que se produjeran
muchos más agujeros negros primitivos que el límite ya establecido por nuestras
observaciones de la radiación de fondo de rayos gamma. Sólo el hecho de que el
universo primitivo fuera muy regular y uniforme, con una alta presión, puede explicar
la ausencia de una cantidad observable de agujeros negros primitivos.

La idea de la existencia de radiación proveniente de agujeros negros fue el primer
ejemplo de una predicción que dependía de un modo esencial de las dos grandes
teorías de nuestro siglo, la relatividad general y la mecánica cuántica. Al principio,
levantó una fuerte oposición porque trastocó el punto de vista existente: «¿cómo
puede un agujero negro emitir algo?». Cuando anuncié por primera vez los
resultados de mis cálculos en una conferencia dada en el laboratorio Rutherford-
Appleton, en las cercanías de Oxford, fui recibido con gran incredulidad. Al final de la
charla, el presidente de la sesión, John G. Taylor del Kings College de Londres,
afirmó que mis resultados no tenían ningún sentido. Incluso escribió un artículo en
esta línea. No obstante, al final, la mayor parte de los científicos, incluido John
Taylor, han llegado a la conclusión de que los agujeros negros deben radiar igual que
cuerpos calientes, si todas nuestras otras ideas acerca de la relatividad general y de
la mecánica cuántica son correctas. Así, a pesar de que aún no hemos conseguido
encontrar un agujero negro primitivo, existe un consenso bastante general de que si
lo encontráramos tendría que estar emitiendo una gran cantidad de rayos gamma y
de rayos X.

La existencia de radiación proveniente de agujeros negros parece implicar que el
colapso gravitatorio no es tan definitivo e irreversible como se creyó. Si un
astronauta cae en un agujero negro, la masa de éste aumentará, pero con el tiempo
la energía equivalente a esa masa será devuelta al universo en forma de radiación.
Así, en cierto sentido, el astronauta será «reciclado». Sería, de cualquier manera, un
tipo irrelevante de inmortalidad, ¡porque cualquier sensación personal de tiempo del
astronauta se habría acabado, casi seguro, al ser éste despedazado dentro del
agujero negro! Incluso los tipos de partículas que fueran emitidos finalmente por el
agujero negro serían en general diferentes de aquellos que formaban parte del
astronauta: la única característica del astronauta que sobreviviría sería su masa o
energía.

Las aproximaciones que usé para derivar la emisión de agujeros negros deben de
ser válidas cuando el agujero negro tiene una masa mayor que una fracción de un
gramo. A pesar de ello, fallarán al final de la vida del agujero negro cuando su masa
se haga muy pequeña. El resultado más probable parece que será que el agujero
negro simplemente desaparecerá, al menos de nuestra región del universo,
llevándose con él al astronauta y a cualquier singularidad que pudiera contener, si en
verdad hay alguna. Esto fue la primera indicación de que la mecánica cuántica
podría eliminar las singularidades predichas por la teoría de la relatividad. Sin
embargo, los métodos que otros científicos y yo utilizábamos en 1974 no eran
capaces de responder a cuestiones como la de si debían existir singularidades en la
gravedad cuántica; A partir de 1975, comencé a desarrollar una aproximación más
potente a la gravedad cuántica basada en la idea de Feynman de suma sobre las
historias posibles. Las respuestas que esta aproximación sugiere para el origen y
destino del universo y de sus contenidos, tales como astronautas, serán descritas en
los dos capítulos siguientes. Se verá que, aunque el principio de incertidumbre
establece limitaciones sobre la precisión de nuestras predicciones, podría al mismo
tiempo eliminar la incapacidad de predicción de carácter fundamental que ocurre en
una singularidad del espacio-tiempo.

Historia del Tiempo: Del Big Bang a los Agujeros Negros Stephen Hawking

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