Por tanto, podemos representarnos nuestra galaxia como un conjunto de cuerpos sin brillo, planetarios y subplanetarios, que en algunos casos se van transformando gradualmente en débiles puntos luminosos. Pero sería una representación inútil, porque lo cierto es que durante la formación de la galaxia se condensaron algunos cuerpos lo bastante grandes como para entrar en ignición nuclear desde el primer momento. La galaxia está formada por 300 mil millones de estrellas, muchas de ellas bastante brillantes y unas cuantas de entre ellas con un brillo miles de veces más intenso que el de nuestro Sol.
Por tanto, lo que tenemos que preguntarnos es qué será de las estrellas, pues su destino es mucho más importante que nada de lo que pueda ocurrirles a los cuerpos más pequeños y sin brillo, que en su mayor parte describen órbitas alrededor de las distintas estrellas.
Los cuerpos no luminosos pueden existir durante períodos de tiempo indefinidos sin experimentar cambios importantes (si exceptuamos el proceso de enfriamiento y las ocasionales colisiones), porque su estructura atómica resiste la atracción interna de la fuerza de la gravedad. Pero las estrellas no se encuentran en la misma situación.
Como las estrellas tienen mucha más masa que los planetas, sus campos gravitatorios son mucho más intensos y su estructura atómica se hace pedazos a consecuencia de la atracción interna de esos campos. Si la gravedad fuera el único factor a tener en cuenta, las estrellas se encogerían hasta alcanzar el tamaño de planetas en el mismo momento de su formación. Sin embargo, las enormes temperaturas y presiones existentes en el centro de estos gigantescos objetos provocan la ignición nuclear, y el calor producido por las reacciones nucleares que tienen lugar en el núcleo consigue mantener la expansión del volumen de las estrellas a pesar de la enorme atracción de sus campos gravitatorios.
Pero el calor estelar se desarrolla a expensas de los procesos de fusión nuclear que transforman el hidrógeno en helio y, por último, en núcleos todavía más complejos. Como cualquier estrella dispone de una cantidad de hidrógeno limitada, las reacciones nucleares sólo pueden producirse mientras esta provisión no se agote. Tarde o temprano, cuando el contenido de combustible nuclear empieza a disminuir, se produce una incapacidad gradual del calor generado por las reacciones nucleares para mantener la expansión de las estrellas frente a la inexorable y siempre presente atracción interna del campo gravitatorio.
Llega un momento en que las estrellas que no son mucho mayores que nuestro Sol han consumido tanto combustible nuclear que experimentan forzosamente un colapso gravitacional relativamente tranquilo. Entonces se contraen y se convierten en «enanas blancas», de un tamaño aproximadamente igual al de la Tierra o incluso menor (aunque conservan prácticamente toda su masa original). Las enanas blancas están formadas por átomos descompuestos, pero los electrones libres se resisten a la compresión porque se repelen entre si, de manera que una enana blanca, dejada a su propia suerte, mantendrá inalterable su estructura indefinidamente.
Las estrellas de mayor masa que nuestro Sol sufren cambios más radicales. Cuanto mayor es su masa, más violentos son estos cambios. Cuando sobrepasan una determinada masa explotan y se convierten en «supernovas», capaces de emitir durante un breve espacio de tiempo tanta energía como 100 mil millones de estrellas ordinarias. Una parte de la masa de la estrella en explosión es arrojada al espacio, y el resto puede colapsarse y formar una «estrella de neutrones». Para ello es necesario que la fuerza que impulsa a la estrella a colapsarse y formar una estrella de neutrones se abra paso por entre el mar de electrones que tienden a mantenerla en forma de enana blanca. Los electrones se ven arrastrados a combinarse con los núcleos atómicos para formar neutrones que, al no tener carga eléctrica, no se repelen sino que están obligados a agruparse estrechamente.
Los neutrones son tan pequeños, incluso si los comparamos con los átomos, que toda la masa solar podría apretujarse en una esfera— de menos de 14 kilómetros de diámetro. Los neutrones ejercen una resistencia a la descomposición, así que una estrella de neutrones abandonada a su propia suerte mantendrá su estructura sin alteraciones indefinidamente.
Si la estrella es extraordinariamente grande, el colapso será de tales dimensiones que ni siquiera los neutrones podrán resistirse a la atracción interna del campo gravitatorio, y no se detendrá en la fase de la estrella de neutrones. Más allá de esta fase no hay nada que impida que la estrella entre en un colapso indefinido hasta llegar a tener un volumen cero y una densidad infinita, formando un «agujero negro».
El tiempo que tarda una estrella en agotar todo su combustible y colapsarse depende de su masa. Cuanto mayor sea ésta, más rápidamente se agotará su combustible. Las estrellas más grandes sólo pueden mantener su volumen en expansión durante un millón de años, e incluso menos, antes del colapso. Las estrellas del tamaño del Sol mantienen su volumen en expansión durante un período que oscila entre 10 y 12 mil millones de años. Las enanas rojas, que son las estrellas con menos masa, pueden llegar a brillar por un periodo de hasta 200 mil millones de años antes del inevitable final.
La mayor parte de las estrellas de nuestra galaxia se formaron poco después de la gran explosión, hace unos 15 mil millones de años, pero desde entonces se han seguido formando otras estrellas nuevas (incluyendo a nuestro Sol). Algunas se están formando en este momento, y otras se seguirán formando durante miles de millones de años. Pero el número de nuevas estrellas que se formarán a partir de las nubes de polvo es limitado. Las nubes de polvo de nuestra galaxia sólo representan el 10 por 100 de su masa total, así que ya se ha formado el 90 por 100 de las estrellas que podían aparecer en nuestra galaxia.
A la larga, estas estrellas nuevas también colapsarán, y aunque las ocasionales supernovas producen más polvo interestelar, llegará un momento en el que no se podrán formar más estrellas. Toda la masa de nuestra galaxia acabará agrupándose en estrellas que sólo existirán en las tres variedades de formas colapsadas: enanas blancas, estrellas de neutrones y agujeros negros. También habrá algunos cuerpos opacos, planetarios y subplanetarios.
Los agujeros negros aislados no emiten luz y son tan opacos como los planetas. Las enanas blancas y las estrellas de neutrones emiten radiaciones, entre ellas las de la luz visible; probablemente emiten más radiaciones por unidad de superficie que las estrellas corrientes. Pero sus superficies son tan pequeñas en comparación con las de éstas que el volumen total de luz emitida resulta insignificante. Por tanto, una galaxia formada únicamente por estrellas colapsadas y cuerpos planetarios será básicamente una galaxia a oscuras. Transcurridos unos 100 eones (seis o siete veces la edad actual de nuestra galaxia) no quedarán más que algunos destellos insignificantes de radiaciones que alivien el frío y la oscuridad reinantes.
Además, estos pocos puntos de luz se irán debilitando lentamente hasta extinguirse por completo. Las enanas blancas se irán oscureciendo poco a poco hasta convertirse en enanas negras. Las estrellas de neutrones aminorarán su velocidad de rotación, y sus emisiones de radiación serán cada vez más débiles.
Pero estos cuerpos no estarán aislados. Seguirán constituyendo una galaxia. Los 200 ó 300 mil millones de estrellas colapsadas seguirán manteniendo la forma en espiral de la galaxia y girando majestuosamente alrededor del centro.
Con el paso de los eones se irán produciendo colisiones. Las estrellas colapsadas chocarán con fragmentos de polvo, gravilla e incluso con cuerpos planetarios de tamaño considerable. A intervalos muy largos se producirán además colisiones entre estrellas (que liberarán unas cantidades de radiación enormes a escala humana, pero insignificantes en comparación con la oscura masa galáctica). Por regla general, en estas colisiones los cuerpos mayores aumentarán su masa a expensas de los más pequeños.
Una enana blanca, cuya masa aumente, acabará por ser demasiado grande como para seguir siendo una enana blanca, y llegará un momento en el que se colapsará súbitamente y formará una estrella de neutrones. De la misma forma una estrella —de neutrones acabará por colapsarse formando un agujero negro. Los agujeros negros, que no pueden colapsarse, van incrementando lentamente su masa.
Es posible que dentro de mil millones de eones (10
18
años) nuestra galaxia esté formada únicamente por agujeros negros de distintas masas y por algunos objetos de otra naturaleza, desde estrellas de neutrones hasta polvo estelar, que representarían una fracción muy pequeña de la masa total.
El mayor agujero negro sería el que se encontrara originalmente en el centro de la galaxia, donde siempre ha habido una mayor concentración de materia. De hecho, los astrónomos abrigan la sospecha de que ya existe un enorme agujero negro en el centro de la galaxia, con una masa que posiblemente sea equivalente a la de un millón de soles, y que crece continuamente.
Los agujeros negros que formarían esta galaxia futura girarían alrededor del agujero negro central describiendo órbitas de radios y excentricidad variables, y de vez en cuando dos de ellos pasarían relativamente cerca el uno del otro. Estas aproximaciones bien podrían provocar una transferencia de los momentos angulares, de manera que uno de los agujeros negros absorbería energía y describiría un arco que lo alejaría más del centro galáctico, mientras que el otro perdería energía y seria arrastrado más cerca de este centro.
Poco a poco, el gran agujero negro central iría absorbiendo a un agujero negro tras otro, a medida que los agujeros más pequeños fueran perdiendo energía y se acercaran demasiado a este centro.
Por último, después de mil billones de billones de eones (10
27
años), es posible que la galaxia esté básicamente formada por un «agujero negro galáctico», rodeado de otros varios agujeros negros de menor tamaño, lo bastante alejados del centro como para verse prácticamente libres de su influencia gravitacional.
¿Cuál sería el tamaño de este agujero negro galáctico? He visto unos cálculos según los cuales su masa equivaldría a la de mil millones de soles, o un 1 por 100 de la masa total de la galaxia. Los agujeros negros más pequeños representarían (casi) el 99 por 100 restante.
Pero yo no acabo de estar de acuerdo con esto. No puedo presentar ninguna prueba, pero mi instinto me dice que el agujero negro galáctico más bien tendría una masa equivalente a la de 100 mil millones de soles, equivalente a la mitad de la masa galáctica, y que los agujeros negros aislados representarían la otra mitad.
Pero nuestra galaxia no está aislada. Forma parte de un cúmulo formado por unas dos docenas de galaxias, conocido como el «Grupo Local». La mayor parte de los miembros del Grupo Local tiene una masa considerablemente menor que la de nuestra galaxia, pero hay uno, la galaxia de Andrómeda, que es mayor que la nuestra.
En el transcurso de los 10
27
años que bastarían para transformar nuestra galaxia en un agujero negro galáctico rodeado de otros más pequeños, las otras galaxias del Grupo Local también experimentarían la misma transformación. Como es natural, los distintos agujeros negros galácticos tendrían masas variables, dependiendo de la masa original de la galaxia en la que se formaran. Por tanto, el Grupo Local estaría formado por unas dos docenas de agujeros negros galácticos; el mayor sería el de Andrómeda, seguido del formado en nuestra Vía Láctea.
Todos estos agujeros negros galácticos girarían alrededor del centro de gravedad del Grupo Local, y algunos de ellos se aproximarían lo bastante como para dar lugar a una transferencia del momento angular. Una vez más, algunos serían arrastrados lejos del centro de gravedad y otros se acercarían más a él. Por último, se formaría un agujero negro supergaláctico que podría llegar a tener una masa (según mis cálculos) que equivaldría a la de 500 mil millones de soles —una masa aproximadamente igual al doble de la de nuestra galaxia— con otros agujeros negros galácticos y subgalácticos de menor tamaño que describirían unas órbitas enormes alrededor del agujero negro supergaláctico, o a la deriva por el espacio, totalmente independientes del Grupo Local. Esta imagen describe mejor la situación que se producirá dentro de 10
27
años que la anterior descripción, que sólo incluía a nuestra galaxia.
Además, en el Universo no sólo está el Grupo Local. Existen otros cúmulos, puede que en un número de hasta mil millones, y algunos de ellos son lo bastante grandes como para abarcar a mil galaxias individuales e incluso más.
Pero el Universo está en expansión. Es decir, los cúmulos de galaxias se alejan unos de otros a gran velocidad. Cuando hayan transcurrido 10
27
años y el Universo esté formado por agujeros negros supergalácticos, éstos estarán alejándose unos de otros a tal velocidad que no es probable que lleguen a interactuar de manera significativa.
Además, los agujeros negros más pequeños que hayan escapado de los cúmulos y que deambulen por los espacios entre estos cúmulos tienen pocas probabilidades de encontrarse con otros agujeros negros de importancia en el espacio en continua expansión por el que se desplazan.
Por tanto, podríamos llegar a la conclusión de que, transcurridos estos 10
27
años, no ocurre nada de importancia en el Universo. Este estará formado simplemente por agujeros negros supergalácticos que se alejan continuamente el uno del otro (suponiendo, como hacen la mayoría de los astrónomos actuales, que vivimos en un «Universo abierto», es decir, un Universo que continuará expandiéndose eternamente) y unos cuantos agujeros negros más pequeños que se pasean por el espacio entre los cúmulos galácticos. Y podría parecemos que no se producirá ningún cambio importante aparte de esta expansión.
Si es así, probablemente nos equivocaríamos.
En un principio se tenia la impresión de que los agujeros negros eran un auténtico callejón sin salida: todo entra en ellos y nada sale de ellos.
Pero al parecer no es así. El físico inglés Stephen William Hawking (nacido en 1942) ha demostrado, mediante la aplicación de los principios de la mecánica cuántica a los agujeros negros, que éstos pueden evaporarse. Cada agujero negro tiene lo que equivale a una determinada temperatura. Cuanto menor es su masa, más alta es su temperatura y más rápidamente se evapora.