El universo elegante (16 page)

La mayoría de las personas que estudian la relatividad general se queda cautivada por su elegancia estética. Al reemplazar la fría y mecánica visión del espacio, el tiempo y la gravedad que nos daba Newton, por una descripción dinámica y geométrica que incluye un espacio-tiempo curvo; Einstein incorporó la gravedad a la estructura básica del universo. La gravedad no se impone como una estructura adicional, sino que se convierte en una parte del universo al nivel más fundamental. Insuflar vida al espacio y al tiempo, permitiendo que se curven, alabeen y ondulen, da como resultado lo que comúnmente llamamos gravedad.

Dejando a un lado la estética, la prueba definitiva de una teoría física es su capacidad de explicar y predecir los fenómenos físicos con exactitud. Desde su aparición a finales del siglo XVII hasta el comienzo del siglo XX, la teoría de la gravedad de Newton pasó esta prueba airosamente. Tanto si se aplicaba al lanzamiento de pelotas al aire, a objetos que caían de torres inclinadas, a cometas que giraban alrededor del Sol, o a planetas que recorrían sus órbitas solares, la teoría de Newton proporcionaba unas explicaciones extremadamente precisas de todas las observaciones y predicciones que se han verificado innumerables veces en una gran variedad de situaciones. Como ya hemos dicho, el motivo por el que se puso en cuestión una teoría que experimentalmente había tenido tanto éxito fue su propiedad de transmitir instantáneamente la fuerza de la gravedad, lo cual entraba en conflicto con la relatividad especial.

Los efectos de la relatividad especial, aunque son imprescindibles para comprender los fundamentos del espacio, el tiempo y el movimiento, son extremadamente pequeños en el mundo de bajas velocidades en el que nos desenvolvemos habitualmente. De manera análoga, las discrepancias entre la relatividad general de Einstein —una teoría de la gravedad compatible con la relatividad especial— y la teoría de la gravedad de Newton son también extremadamente pequeñas en la mayoría de las situaciones corrientes. Esto es al mismo tiempo bueno y malo. Es bueno porque es preferible que cualquier teoría que pretenda suplantar la teoría de la gravedad de Newton coincida exactamente con ella cuando se aplique en aquellos terrenos en que la teoría de Newton ya ha sido verificada mediante experimentos. Es malo porque hace difícil decidir entre una de las dos teorías experimentalmente. Para poder distinguir entre las teorías de Newton y Einstein se requieren unas mediciones extremadamente precisas aplicadas a experimentos que son muy sensibles a los modos en que las dos teorías difieren. Si lanzamos una pelota de béisbol, la gravedad de Newton y la de Einstein se pueden utilizar para predecir dónde aterrizará la pelota y las respuestas serán diferentes, pero las diferencias serán tan pequeñas que estarán en general más allá de nuestra capacidad de detectarlas experimentalmente. Se hace necesario realizar un experimento más inteligente, y Einstein propuso uno.
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Vemos estrellas por la noche, pero, por supuesto, también están ahí durante el día. Normalmente no las vemos porque su luz distante y puntual se ve superada por la luz emitida por el Sol. Sin embargo, durante un eclipse solar, la luna bloquea temporalmente la luz del Sol y las estrellas distantes se vuelven visibles. No obstante, la presencia del Sol tiene además otro efecto. La luz proveniente de algunas estrellas distantes debe pasar cerca del Sol cuando recorre su camino hacia la Tierra. La relatividad general de Einstein predice que el Sol hará que el espacio y el tiempo que lo rodean se alabeen y esta distorsión
ejercerá una influencia
sobre la trayectoria que toma la luz de estas estrellas. Después de todo, los fotones que se originan en puntos tan distantes viajan atravesando la estructura del universo; si esta estructura está alabeada, el movimiento de los fotones se verá afectado más o menos de la misma manera que el de un cuerpo provisto de materia. La desviación de la trayectoria de la luz es mayor para las señales luminosas que llegan a rozar el Sol en su camino hacia la Tierra. Un eclipse solar hace posible ver esa luz estelar que roza el Sol sin que quede totalmente oscurecida por la propia luz del Sol.

El ángulo de desviación de la trayectoria de la luz se puede medir de un modo sencillo. La desviación de la trayectoria de la luz estelar produce un desplazamiento en la posición aparente de la estrella. Este desplazamiento se puede medir con exactitud comparando su posición
aparente
con la posición
real
de la estrella, que se conoce a partir de las observaciones realizadas de noche (en ausencia de la influencia alabeadora del Sol), llevadas a cabo cuando la Tierra está en una posición adecuada, unos seis meses antes o después. En noviembre de 1915, Einstein utilizó su nueva forma de entender la gravedad para calcular el ángulo de desviación de las señales estelares luminosas que rozan el Sol y vio que la respuesta era aproximadamente 49 cienmilésimas (0,00049) de grado (1,75 segundos de arco, siendo el segundo de arco 1/3600 de un grado). Este ángulo diminuto es aproximadamente igual al que subtiende una moneda de cuarto de dólar colocada en posición vertical y vista desde una distancia de algo más de tres kilómetros. La detección de un ángulo tan pequeño ya estaba, sin embargo, al alcance de la tecnología de aquella época. A requerimiento de sir Frank Dyson, director del observatorio de Greenwich, sir Arthur Eddington, conocido astrónomo y secretario de la
Royal Astronomical Society
en Inglaterra, organizó una expedición a la isla de Santo Tomé y Príncipe, situada frente a la costa occidental de África, para comprobar la predicción de Einstein durante el eclipse solar del 29 de mayo de 1919.

El 6 de noviembre de 1919, tras unos cinco meses analizando las fotografías tomadas durante el eclipse en la isla de Santo Tomé y Príncipe (así como otras fotografías del mismo eclipse tomadas por un segundo equipo británico dirigido por Charles Davidson y Andrew Crommelin en Sobral, Brasil), se anunció en una reunión conjunta de la
Royal Society
y la
Royal Astronomical Society
que la predicción de Einstein basada en la relatividad general había quedado confirmada. La noticia de este éxito —una revolución completa de los conceptos previos relativos al espacio y al tiempo— tardó poco en extenderse hasta mucho más allá de los confines de la comunidad de expertos en física, convirtiendo a Einstein en una figura célebre a nivel mundial. El 7 de noviembre de 1919, los titulares del
Times
de Londres decían: «REVOLUCIÓN EN LA CIENCIA - NUEVA TEORÍA DEL UNIVERSO - LOS CONCEPTOS NEWTONIANOS DESBARATADOS».
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Éste fue el momento de gloria de Einstein.

Durante los años siguientes a este experimento, la confirmación de Eddington de la relatividad general fue sometida a algunos exámenes críticos. Debido a los numerosos aspectos difíciles y sutiles de la medición, resultaba complicado reproducirla, y se plantearon algunas preguntas relativas a la fiabilidad del experimento original. Sin embargo, durante los últimos cuarenta años, una serie de experimentos que han utilizado los avances tecnológicos disponibles en cada momento, han comprobado numerosos aspectos de la relatividad general con una gran precisión. Las predicciones de la teoría de la relatividad general han quedado uniformemente confirmadas. Ya no hay ninguna duda de que la descripción de la gravedad realizada por Einstein, no sólo es compatible con la relatividad especial, sino que proporciona unas predicciones más cercanas a los resultados experimentales que las de la teoría de Newton.

Mientras que la relatividad especial se pone de manifiesto en un grado máximo cuando los objetos se mueven rápido, la relatividad general alcanza sus mejores momentos cuando los objetos tienen mucha masa y los alabeos en el espacio y el tiempo son consecuentemente importantes. Pongamos dos ejemplos.

El primero es un descubrimiento realizado por el astrónomo alemán Karl Schwarzschild mientras estudiaba las afirmaciones de Einstein sobre la gravedad en relación con sus propios cálculos de las trayectorias de los proyectiles de artillería en el frente ruso en 1916, durante la Primera Guerra Mundial. Cosa notable, sólo unos meses después de que Einstein diera los últimos toques a la relatividad general, Schwarzschild era ya capaz de aplicar esta teoría para lograr una comprensión completa y exacta del modo en que el espacio y el tiempo se alabean en la proximidad de una estrella perfectamente esférica. Schwarzschild envió los resultados obtenidos en el frente ruso a Einstein, el cual los presentó en nombre de Schwarzschild a la Academia Prusiana.

Más allá de confirmar y precisar matemáticamente el alabeo, que ilustrábamos en la Figura 3.5, el trabajo de Schwarzschild —que actualmente se conoce como «solución de Schwarzschild»— revelaba una asombrosa consecuencia de la relatividad general. Demostraba que, si la masa de una estrella está concentrada en una región esférica suficientemente pequeña, de tal modo que la masa de la estrella dividida por su radio supere un valor crítico determinado, el alabeo resultante en el espacio-tiempo es tan pronunciado que
ningún objeto
, incluida la luz, que se acerque demasiado a la estrella podrá escapar de su atracción gravitatoria. Dado que ni siquiera la luz puede escapar de unas estrellas tan «comprimidas», éstas se llamaron inicialmente
estrellas oscuras
o
congeladas
. Años más tarde, John Wheeler acuñó un nombre más sonoro y atractivo, llamándolas
agujeros negros
—la denominación «negros» se debe a que no pueden emitir luz y «agujeros» porque cualquier objeto que se acerque demasiado cae en su interior, para no salir de allí jamás—. El nombre prendió.

En la Figura 3.7 ilustramos la solución de Schwarzschild. Aunque los agujeros negros tienen fama de voraces, los objetos que pasan junto a ellos a una distancia «segura» son desviados prácticamente del mismo modo que lo serían al pasar cerca de cualquier estrella corriente y pueden continuar alegremente su camino. Pero los objetos, sea cual sea su composición, que se acercan demasiado —más cerca de lo que se ha dado en denominar
horizonte de sucesos
del agujero negro— sufren un destino funesto: son atraídos inexorablemente hacia el centro del agujero negro y sometidos a una fuerza gravitatoria que crece cada vez más, hasta acabar siendo destructiva. Por ejemplo, si usted cae de pie atravesando el horizonte de sucesos, se sentirá cada vez más incómodo a medida que se vaya acercando al centro del agujero negro. La fuerza gravitatoria del agujero negro crecerá tan rápidamente que el tirón que produce en sus pies será mucho más fuerte que el que produce en su cabeza; de hecho, la diferencia llegará a ser tan grande que su cuerpo se verá estirado con una fuerza tal que rápidamente acabará hecho jirones.

Figura 3.7
Un agujero negro hace que la estructura del espacio-tiempo que lo rodea se curve de una manera tan pronunciada que cualquier objeto que entra en el «horizonte de sucesos» —representado mediante el círculo oscuro— no puede escapar de su atracción gravitatoria. Nadie sabe exactamente qué es lo que sucede en el punto más profundo del interior de un agujero negro.

Si, por el contrario, usted fuera más prudente cuando pasea cerca de un agujero negro, y tuviera mucho cuidado para no traspasar el horizonte de sucesos, podría utilizar el agujero negro para realizar una prueba realmente emocionante. Supongamos, por ejemplo, que ha descubierto un agujero negro cuya masa es alrededor de mil veces la del Sol, y que usted va a descender por un cable, como hizo George en las proximidades del Sol, hasta situarse más o menos a unos tres centímetros por encima del horizonte de sucesos de este agujero negro. Como ya hemos dicho, los campos gravitatorios producen un alabeo del tiempo, lo cual significa que para usted el paso a través del tiempo se hará más lento. En efecto, puesto que los agujeros negros poseen unos campos gravitatorios tan fuertes, su paso por el tiempo se hará muchísimo más
lento
. Su reloj funcionará unas diez mil veces más despacio que los de sus amigos que estén en la Tierra. Si estuviera usted flotando de esta manera, justo por encima del horizonte de sucesos del agujero negro durante un año, y luego trepara por el cable volviendo a la nave espacial que le está esperando para regresar a casa en un viaje breve, pero pausado, al llegar a la Tierra se encontraría con que habían transcurrido más de diez mil años desde que usted partió. Así, habría conseguido utilizar el agujero negro como una especie de máquina del tiempo que le habría permitido viajar a un distante futuro en la Tierra.

Para hacemos una idea de lo extremadamente grandes que son las magnitudes que aquí intervienen, una estrella con la masa del Sol sería un agujero negro si su radio no fuera el valor real del radio del Sol (unos 724.000 kilómetros), sino tan sólo unos 3 kilómetros o menos. Imagíneselo: todo el Sol prensado para encajar holgadamente sobre Manhattan. Una cucharadita de este Sol comprimido pesaría aproximadamente lo mismo que la montaña del Everest. Para convertir a la Tierra en un agujero negro necesitaríamos comprimirla dentro de una esfera cuyo radio fuera menos de un centímetro y medio. Durante mucho tiempo, los físicos fueron escépticos con respecto a la existencia real de unas configuraciones de la materia tan extremas, y muchos pensaron que los agujeros negros no eran más que un reflejo de la imaginación febril de los teóricos.