La deformabilidad de marea de un agujero negro es una medida de cuánto cambia su forma en respuesta a un campo gravitatorio externo, como el de una estrella compañera u otro agujero negro. En relatividad general, los agujeros negros suelen describirse como 'sin pelo', es decir, caracterizados únicamente por su masa, espín y carga, y a veces se consideran objetos perfectamente rígidos. Sin embargo, cuando un agujero negro se sitúa en un campo gravitatorio intenso y no uniforme, su horizonte de sucesos puede distorsionarse ligeramente, y esta distorsión se cuantifica mediante el parámetro de deformabilidad de marea.
Historia
El concepto se desarrolló en el contexto de la física de ondas gravitacionales en la década de 2000, con contribuciones clave de Thibault Damour y otros que estudiaron los efectos de marea en sistemas binarios compactos. Las primeras restricciones observacionales provinieron de las detecciones de fusiones de agujeros negros por LIGO y Virgo a partir de 2015.
Cómo funciona
La deformabilidad de marea se define mediante la relación entre el momento cuadrupolar inducido del agujero negro y el campo de marea externo. Para un agujero negro sin rotación en relatividad general, este parámetro es exactamente cero: el agujero negro no se deforma. Esta es una predicción única de la teoría de Einstein, que distingue a los agujeros negros de otros objetos compactos como las estrellas de neutrones, que tienen una deformabilidad de marea no nula. En las observaciones de ondas gravitacionales, la deformabilidad de marea deja una huella en la forma de onda durante la fase de inspiral, lo que permite a los científicos inferir la naturaleza de los objetos que se fusionan.
En la práctica
Se utiliza para poner a prueba la relatividad general y para distinguir agujeros negros de estrellas de neutrones en los datos de ondas gravitacionales, así como para investigar posibles desviaciones del comportamiento clásico de los agujeros negros que podrían surgir en la gravedad cuántica o en teorías alternativas.
Dato curioso
En relatividad general, un agujero negro sin rotación tiene exactamente cero deformabilidad de marea, lo que significa que es el único objeto conocido en física que es perfectamente rígido bajo fuerzas de marea.
Cuando dos bolas pesadas se fusionan en una, los círculos se extienden durante mucho tiempo por la superficie del agua. Un agujero negro se comporta de manera similar: después de la fusión, sigue "tañendo" durante un tiempo, emitiendo oscilaciones gravitacionales especiales: los modos cuasinormales.
Lanza dos piedras de formas diferentes a un estanque: las ondas en el agua contarán cuál era lisa y cuál era angular. Las ondas gravitacionales funcionan de manera similar: cuando dos objetos superdensos se fusionan, el temblor del espacio-tiempo propaga detalles sobre su estructura interna.
La luz que viene de lejos rodea un agujero negro como un ciclista toma una curva cerrada. Un poco más cerca, y ya está dando vueltas en una esfera invisible de fotones. Esa esfera existe en todo agujero negro, pero normalmente es inestable: el más mínimo empujón y la luz escapa o cae hacia adentro.
Una estrella orbita alrededor de un agujero negro en rotación, como una patinadora en el centro de una pista de hielo. Mientras está lejos y puede considerarse un punto, la danza sigue siendo predecible: la órbita obedece leyes claras, como una música con la que es fácil deslizarse. Pero en cuanto se acerca, la gravedad comienza a actuar de manera desigual.
Una piedra cae en aguas tranquilas y se extienden círculos por la superficie. Algo parecido le ocurre a un agujero negro cuando algo cae en él o cuando se fusiona con otro. El agujero comienza a oscilar y esas oscilaciones se escapan al espacio en forma de ondas gravitacionales. Los astrofísicos llaman a este proceso el «tañido» del agujero negro.
Dos estrellas de neutrones giran en un baile íntimo, y cada una siente el campo de marea de la otra. Así como la Luna levanta los océanos en la Tierra, aquí se deforma el propio espacio-tiempo y la materia de la estrella. Los astrofísicos llaman a esto deformación de marea: una medida de cuánto se "hunde" un objeto bajo la gravedad de su compañero.
Un rayo de luz que pasa cerca de un cuerpo masivo se desvía: este es el efecto de lente gravitacional, conocido por las imágenes de galaxias lejanas. Los astrofísicos tomaron como base un agujero negro en rotación (el espacio-tiempo de Kerr) y añadieron una pequeña corrección a la forma en que se propaga la propia luz.
En el centro de la mayoría de las galaxias se esconden agujeros negros supermasivos, los amos de la gravedad. Desde 2019, gracias a la interferometría de línea de base muy larga, vemos sus sombras: siluetas oscuras sobre un fondo de gas brillante. Pero, ¿qué es exactamente lo que dibuja esa sombra?
Un gas que pasa por una válvula estrecha puede calentarse o enfriarse: es el efecto Joule-Thomson, en el que se basan los refrigeradores y los licuadores de aire. Resulta que los agujeros negros también pueden comportarse así.
Dos agujeros negros pasan uno junto al otro como coches de carreras en carriles opuestos. En la relatividad general ordinaria permanecen "calvos": no surge ningún campo adicional a su alrededor. Pero si se añade un campo escalar a las ecuaciones (algo así como una niebla invisible que impregna el espacio), las reglas cambian.
Una cucharadita de materia de una estrella de neutrones pesa como una montaña. Pero esta montaña podría tener un gemelo invisible.
En el interior de una estrella de neutrones, la materia ordinaria está comprimida a densidades inimaginables. Allí, los protones y neutrones pueden disolverse en una sopa de quarks.
El foco está en un agujero negro, pero no uno cualquiera. Lleva un monopolo magnético y está rodeado por un dilatón: un campo que desdibuja los límites habituales del espacio. Los autores comprobaron cuán estable es este sistema frente a sacudidas térmicas.
El océano se eleva un metro entero bajo la Luna: eso es la marea. Si un cuerpo masivo se acerca a un agujero negro, el agujero también siente el efecto de marea. En la gravedad einsteiniana ordinaria, no responde a esa marea estática: sus "números de marea" (indicadores de deformabilidad) son cero.
En los discos de acreción que rodean los núcleos de galaxias activas — los cuásares, descubiertos por Maarten Schmidt en los lejanos años sesenta — bulle un río de gas y polvo incandescentes. En sus remansos, donde se calman los flujos turbulentos, contra todo pronóstico, nacen planetas.
Lanza una piedrecita a un estanque y verás círculos expandirse por el agua. De manera similar, un cuerpo masivo que orbita un agujero negro perturba el tejido del espacio-tiempo, generando ondas gravitacionales. Pero, ¿y si el estanque no fuera plano, sino que tuviera pliegues ocultos, dimensiones adicionales invisibles al ojo?
Una piedra cae en un estanque y las ondas en el agua siguen contando durante mucho tiempo dónde se hundió. Con un agujero negro, aparentemente, es diferente: todo lo que cruza el horizonte (la frontera desde la que ni siquiera la luz puede escapar) desaparece sin dejar rastro.
La fusión de dos agujeros negros se asemeja a un baile que termina con una poderosa ráfaga: una onda gravitacional. Esta onda lleva la huella de cómo se curva el espacio-tiempo alrededor de los objetos.
Cuando dos agujeros negros chocan, emiten ondas gravitacionales y suenan como una campana gigante. El sonido que se desvanece, o ringdown, lleva la impronta del agujero negro final.
Un agujero negro en rotación es un remolino cósmico que atrapa todo lo que lo rodea. Algunos de estos agujeros tienen hilos invisibles que se extienden desde el horizonte de sucesos, como los radios de una rueda. Los científicos han debatido durante mucho tiempo qué son estos hilos y si se pueden ver.
Cuando una estrella se acerca demasiado a un agujero negro, este empieza a atraerla. Si la estrella no cae entera, sino que solo pierde parte de su materia, puede sobrevivir a varios de estos "mordiscos". Cada vez se desprende un trozo de gas que se calienta y estalla: los astrónomos ven un punto brillante en el cielo.
Si dos bolas de acero giran juntas, su atracción mutua es incapaz de cambiar la forma de cada una. Una bola de agua, por el contrario, se estiraría como una gota.
Durante mucho tiempo, el agujero negro de la relatividad general fue considerado un espejo perfecto: sin importar qué campos incidieran sobre él, no se deformaba.
