En la física clásica, un agujero negro es un camino sin retorno. Una vez que algo cruza el Horizonte de Sucesos, la gravedad es tan intensa que ni siquiera la luz puede escapar. Parecían objetos destinados a crecer para siempre, devorando todo a su paso.
Pero en 1974, Stephen Hawking sacudió los cimientos de la ciencia al proponer que los agujeros negros emiten radiación, pierden masa y, eventualmente, desaparecen.
El Vacío no está vacío
Para entender la Radiación de Hawking, primero debemos aceptar que el «vacío» del espacio no es una nada absoluta. Según la mecánica cuántica, el espacio está lleno de fluctuaciones cuánticas.
En todo momento y en todo lugar, se están creando pares de «partículas virtuales»: una partícula de materia y una de antimateria. Normalmente, estas partículas se encuentran casi instantáneamente y se aniquilan entre sí, devolviendo la energía al vacío.
El Drama en el Horizonte de Sucesos
¿Qué sucede si este par de partículas aparece justo en el borde del Horizonte de Sucesos de un agujero negro?
Advertencia: Esta explicación con pares de partículas es una analogía visual muy útil, pero los físicos la consideran una simplificación. El mecanismo real es más sutil y está relacionado con cómo cambia la definición de «vacío» cerca del horizonte.
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La Separación: Antes de que puedan aniquilarse, una de las partículas cae al agujero negro mientras que la otra escapa hacia el espacio exterior.
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La Realidad: Al escapar, la partícula que queda fuera deja de ser «virtual» y se convierte en una partícula real. Para un observador externo, parece que el agujero negro está emitiendo radiación.
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La Conversión de Masa: La energía necesaria para que esa partícula exista como partícula real proviene del campo gravitatorio del agujero negro. Como la masa y la energía son equivalentes (\(E = mc^2\)), el agujero negro pierde masa en este proceso. El gigante, poco a poco, se encoge.
La Temperatura de Hawking
Hawking no solo predijo esta emisión, sino que calculó la temperatura de dicha radiación. Su fórmula une la gravedad (\(G\)), la relatividad (\(c\)), la cuántica (\(\hbar\)) y la termodinámica (\(k_B\)):
\(T_H = \frac{\hbar c^3}{8 \pi G M k_B}\)
De esta ecuación se extrae una conclusión sorprendente: cuanto más pequeño es un agujero negro, más caliente está.
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Un agujero negro con la masa del Sol tendría una temperatura de apenas \(6 \times 10^{-8},\text{K}\) (casi el cero absoluto).
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Esta temperatura es tan increíblemente baja para agujeros negros estelares que resulta indetectable; solo agujeros negros primordiales hipotéticos, mucho más pequeños, podrían emitir radiación observable.
El Destino Final: La Evaporación
Si un agujero negro no absorbe materia nueva, terminará por evaporarse por completo. Para los agujeros negros supermasivos, este proceso tardará cerca de 10^100 años. Sin embargo, al final de su vida, se evaporaría casi instantáneamente en una emisión de partículas muy energéticas, una explosión teórica que nunca hemos observado directamente.
Este descubrimiento cambió nuestra visión del cosmos por dos motivos:
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El destino de la información: Lo que ocurre con la información que cae en un agujero negro sigue siendo uno de los grandes misterios sin resolver de la física actual.
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Teoría sin confirmación: A día de hoy, la radiación de Hawking sigue siendo una predicción teórica. La señal que emiten los agujeros negros conocidos es tan débil que detectarla está más allá de nuestra tecnología actual.
Incluso los objetos más oscuros del universo tienen un final, recordándonos que la unión entre la gravedad y la mecánica cuántica es el rompecabezas más fascinante de la ciencia.