"Agujeros negros es un apodo deningrante, dictado por la envidia. Son todo lo contrario que agujeros: no hay nada más pleno, pesado, denso y compacto, ni con tanta obstinación para dominar la gravedad que encierran, como si apretaran los puños, rechinaran los dientes y arquearan la espalda".

Esa es la descripción que el escritor italiano Italo Calvino utilizó en su obra Viejas y nuevas cosmicómicas.

En los últimos años, el término agujero negro ha alcanzado gran difusión, gracias entre otras cosas a la jocosa divulgación a través de una famosa película de Walt Disney. Su definición fue propuesta en 1969 por J.A. Wheeler, pero la idea de que puedan existir "estrellas invisibles" data por lo menos de dos siglos antes. 

En 1783, John Mitchel, profesor de Cambridge, publicó un ensayo en el que afirmaba que una estrella de densidad igual a la del Sol, pero con un radio 500 veces mayor, tendría un campo gravitatorio tan intenso que no dejaría salir la luz producida en su interior.

Independientemente, en 1799 el francés Pierre-Simon Laplace demostró en su obra Exposition du systéme du monde, que la velocidad de fuga de una estrella con un radio igual a 1,48x10^-27 M (siendo M la masa de la estrella en Kg) era igual a la velocidad de la luz.

Una estrela de estas características sería por lo tanto invisible, porque ni siquiera la luz conseguiría abandonarla. Pero estas ideas eran demasiado avanzadas para su tiempo. tanto que el propio Laplace eliminó estas conclusiones después de las primeras ediciones de su obra.

Para comprender mejor lo que es y cómo se forma un agujero ngro, fue preciso esperar a que los astrofísicos comprendieran mejor las últimas fases de la vida de una estrella y a que Albert Einstein nos enseñara, en 1915, a entender mejor la gravedad.

La muerte de las estrellas

La vida de una estrella es una continua búsqueda de equilibrio entre la presión hacia el exterior que ejercen los gases calentados por las reacciones nucleares de su interior y la atracción gravitatoria de sus propios elementos.

Cuando la estrella agota sus recursos de combustible nuclear, el equilibrio se altera y el astro se enfría y se contrae.

Si su masa es suficientemente pequeña, el objeto consigue encontrar una nueva configuración de equilibrio, conocida como la fase de enana blanca, en la que la atracción gravitatoria se ve contrarrestada por la presión de degeneración de los electrones (consecuencia de la mecánica cuántica y del principio de exclusión de Pauli; los electornes se comportan, en esta situación, como los pasajeros de un autobús atestado de gente, que resisten a la presión de los demás agitándose y distribuyendo codazos).

Sin embargo, en 1931, el astrofísico hindú S. Chandrasekhar demostró que existe un límite superior para la masa de las enanas blancas, de cerca de 11,4 masas solares, más allá del cual ni siquiera la presión de degeneración de los electrones es capaz de oponerse a la atracción gravitatoria.

La ulterior contracción de las enanas blancas (o la evolución final de las estrellas de masa superior a 1,4 masas solares) determina que los electrones se fusionen con los protones, en un proceso que produce neutrones. Se forma de esta manera un objeto todavía más compacto y denso, una estrella neutrónica. En este caso, la presión de degeneración del gas de neutrones evita que la contracción siga su curso. pero también para las estrellas neutrónicas existe un valor límite de masa sostenible, que es de unas 2 o 3 masas, como demostraron Oppenheimer y Volkhoff en 1939.

Y aquí termina la historia. Si se intenta comprimir todavía más una estrella neutrónica (o si se considera el destino de una estrella de masa elevada), no existe estado de la materia capaz de impedir la catastrófica contracción gravitatoria. Así pues, la teoría de la evolución estelar prevé que las estrellas muy masivas ccaigan finalmente víctimas de su propio campo gravitatorio, originando un agujero negro. Esta fase solamente se puede comprender recurriendo a la teoría de la relatividad general.

Para un astronauta situado sobre la superficie de la estrella que se contrae, las últimas fases del colapso duran unas pocas milésimas de segundo. Cuando el radio de la estrella llega a ser igual a 1,48x10^-27 M (¡el mismo valor hallado por Laplace!), su campo gravitatorio se vuelve tan intenso y la consiguiente deflexión de la luz es tan elevada, que ni siquiera su propia luz (y por lo tanto ninguna otra cosa) consigue alejarse. De esta forma, se crea una región del espacio-tiempo de la que resulta imposible escapar: un agujero negro, cuyo límite recibe el nombre de horizonte de sucesos.

Según se cree algunos agujeros negro, "engullirían" materia procedente de alguna estrella compañera en sistemas binarios. Imagen: Agujero negro y Tierra

¿Cuáles y cuántos agujeros negros hay? 

Los agujeros negros que se forman cuando muere una estrella tienen una masa igual a unas cuantas masas solares y unas dimensiones (del horizonte de eventos) de una decena de kilómetros.

Peor los astrofísicos se han dejado llevar por la fantasía y han postulado la existencia de agujeros negros de 1 a 100 millones de masas solares para explicar los fenómenos observados en los núecleros galácticos activos (quasares, galaxias de Syfert, radiogalaxias, etc.). No contentos con esto, además de los agujeros negros medianos y gigantes, han "inventado" los miniagujeros negros (reproducidos en algunos aceleradores de partículas), que podrían haberse formado en las primerísimas fases de vida del Universo. 

Así pues, parece ser que la naturaleza es capaz de producir una gran variedad de agujeros negros. Sin embargo, los únicos atributos de los agujeros negros son la masa y la velocidad de rotación, lo cual los convierte en los objetos más simples del Universo.