En realidad, incluso si el agujero negro en el centro de la galaxia absorbiera por completo el núcleo y dejara hueca la galaxia, no podríamos distinguirlo, excepto por el descenso en actividad radiante a medida que entrara menos material en el interior del agujero negro. El centro de la galaxia está oculto tras voluminosas nubes de polvo y grupos de estrellas en dirección de la constelación de Sagitario y, si se vaciara, no apreciaríamos ningún cambio.
Si el Universo fuese abierto, podríamos imaginar la lejana expansión del futuro, como una expansión en la cual todas las galaxias son huecas, una serie de súper agujeros negros, cada una de ellas rodeada por una especie de cinturón asteroidal de estrellas abriéndose camino hacia la muerte por el calor.
Sin embargo, ¿será posible que existan agujeros negros en alguna parte de nuestra galaxia que no sea el centro, y, por tanto, más cerca de nosotros?
Consideremos los grupos globulares. Se trata de apretados grupos esféricos de estrellas, cuyo total mide unos cien años luz de diámetro. Dentro de un volumen relativamente pequeño, puede haber desde cien mil a un millón de estrellas. Un grupo globular viene a ser como una porción desprendida del núcleo galáctico, mucho más pequeña que el núcleo, naturalmente, y no tan apretada. Los astrónomos han descubierto más de un centenar de estos grupos distribuidos en un halo esférico alrededor del centro galáctico. (No hay duda alguna de que otras galaxias poseen también su halo de grupos globulares.)
Los astrónomos han descubierto actividad de los rayos X en el centro de muchos de estos grupos y no es difícil suponer que los mismos procesos que dieron lugar a los agujeros negros en el centro de las galaxias también produjeran agujeros negros en el centro de los grupos globulares.
Las ventanas negras del grupo no serían tan grandes como las de los centros galácticos, pero podrían ser mil veces tan voluminosas como nuestro Sol. Aunque menores que el gran agujero negro galáctico, ¿podrían representar un peligro más inmediato? No, en este momento. El grupo globular más cercano de nosotros es el Omega Centauri, que está a 22.000 años luz de distancia, lo cual nos permite estar todavía a salvo.
Por consiguiente, hasta aquí parece que la iniciativa está de nuestra parte. Los descubrimientos astronómicos desde 1963 han demostrado que los centros de las galaxias y de los grupos globulares son lugares activos, violentos, hostiles a la vida. Son lugares en los que la catástrofe ya se ha presentado en el sentido de que la vida en los planetas que se hallaran en esas zonas se destruiría, ya fuese directamente por absorción en un agujero negro, o indirectamente, por el baño mortal de las radiaciones consecuencia de aquella actividad. No obstante, podríamos decir que no habría nada que pudiera sufrir semejante catástrofe, puesto que, en primer lugar, era muy poco probable que la vida se hubiese formado en tales condiciones. Nosotros, sin embargo, existimos en los tranquilos límites de una galaxia en la que las estrellas están esparcidas con poca densidad. Así que la catástrofe del agujero negro no es para nosotros.
Pero ¡esperen! ¿Será posible que incluso aquí, en los límites de la galaxia, existan agujeros negros? En nuestras proximidades no existen grandes grupos en los que puedan formarse agujeros negros, pero podría haber suficiente masa concentrada en las estrellas aisladas para poder formar un agujero negro. En este caso, hemos de preguntarnos si algunas estrellas gigantes próximas a nosotros habrán formado agujeros negros. Y si es así, ¿dónde están? ¿Podemos reconocerlas? ¿Representan un peligro?
Parece existir una fatalidad engañosa en cuanto a los agujeros negros. No es el agujero negro que nosotros vemos directamente, sino el «grito de muerte» radiacional de la materia que cae dentro de él. El grito de muerte es elevado cuando el agujero negro está rodeado de materia que puede capturar, pero en este caso la materia que la rodea oculta a la vista la proximidad inmediata del agujero negro. Si existe escasa materia rodeando al agujero negro, de modo que tenemos oportunidad de ver lo que está próximo a él, es que también es poca la materia que se absorbe y el grito de muerte es débil, de modo que es muy probable que pase inadvertida la existencia de un agujero negro.
Sin embargo, hay una posibilidad conveniente. Aproximadamente la mitad de las estrellas del Universo parecen existir en parejas («sistemas binarios»), girando una alrededor de otra. Si ambas son grandes, una de ellas, en un momento determinado, podría convertirse en un agujero negro, y la materia de su evolución, de su compañera podría ser arrastrada, poco a poco, al agujero negro próximo. Eso produciría la radiación sin oscurecer indebidamente el agujero negro.
Con objeto de descubrir situaciones como ésta, los astrónomos han escudriñado el espacio en busca de fuentes de rayos X tratando de separarlas y buscando alguna que estuviese próxima y cuya existencia sólo pudiera explicarse por un agujero negro. Por ejemplo, un origen de los rayos X que cambiara su intensidad de modo irregular podría proceder de un agujero negro mucho más probablemente que aquella cuya intensidad fuese continua o cambiase de modo regular.
En 1969, en el quinto aniversario de la independencia de Kenya, fue lanzado un satélite detector de rayos X desde la costa de dicho país. Se le llamó «Uhuru», derivado del vocablo suahili que significa «libertad». Buscaría fuentes de rayos X desde su órbita más allá de la atmósfera de la Tierra, necesariamente, pues la atmósfera absorbe los rayos X y no permite que ninguno de ellos llegue hasta los aparatos detectores de rayos X situados en la superficie terrestre.
«Uhuru» descubrió ciento sesenta y una fuentes de rayos X, la mitad de ellos en nuestra propia galaxia. En 1974, «Uhuru» observó una fuente brillante de rayos X en la constelación del Cisne, se le llamó «Cygnus X-l», y descubrió un cambio irregular en su intensidad. Toda la atención se concentró ansiosamente en «Cygnus X-l», y también se descubrió radiación de microondas. Las microondas permitieron localizar el origen con toda exactitud, y se vio que estaba situado junto a una estrella invisible y no en ella. La estrella era HD-226868, una estrella azul, grande, caliente, con un volumen de unos treinta veces nuestro Sol. La estrella daba vueltas claramente en una órbita periódica de cinco-seis días, una órbita cuya naturaleza hacía suponer que la otra estrella sería quizás de cinco a ocho veces tan pesada como nuestro Sol
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La estrella compañera no puede verse, aunque es fuente de potentes rayos X, que, considerando su masa y el brillo que por tanto debería tener, no sería el caso si se tratase de una estrella normal. Por tanto, ha de ser una estrella desplomada, y es demasiado voluminosa para haber caído en algo menor a un agujero negro. Si es así, es mucho más pequeña que los agujeros negros a que nos hemos estado refiriendo, las que son miles, millones, incluso billones de veces más voluminosas que nuestro Sol. Ésta será cuando más, únicamente ocho veces la masa de nuestro Sol.
Sin embargo, está más cerca que cualquiera de los otros. Los astrónomos estiman que «Cygnus X-l» está solamente a 10.000 años luz de distancia de nosotros, menos que la tercera parte de la distancia de un centro galáctico, y menos que la mitad de la distancia del grupo globular más cercano.
En 1978, se descubrió un sistema binario similar en la constelación de Escorpión. El origen de los rayos X, catalogado como V861Sco, puede constituir un agujero negro con una masa tan grande como doce veces la de nuestro Sol, y únicamente se halla a 5.000 años luz de distancia.
Podemos argumentar con razón que una distancia de 5.000 años luz es bastante segura. Y, más aún, que es improbable que haya agujeros negros
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a menor distancia. El tipo de estrellas que produce un agujero negro es tan escaso que no es probable que uno de ellos estuviera cerca de nosotros en condiciones que le permitieran pasar inadvertida. Si estuviere suficientemente cerca, incluso las cantidades menores de materia que cayeran dentro de ella producirían intensidades de rayos X fácilmente detectables.
Sin embargo, estos agujeros negros próximos presentan un peligro que las otras no tienen. Reflexionemos: todos los agujeros negros en las galaxias fuera de nuestro grupo local están muy lejanos y sometidos a un movimiento continuo de alejamiento a causa de la expansión del Universo. Todos los agujeros negros en galaxias ajenas a la nuestra, pero dentro del grupo local, se hallan todavía muy lejos, y, en conjunto, mantienen su distancia. Aunque no presentan un movimiento apreciable alejándose de nosotros, tampoco se aproximan de una manera apreciable. Naturalmente, el agujero negro en el centro de nuestra galaxia está más cerca de nosotros que cualquier otro de cualquier otra galaxia, pero éste también mantiene su distancia, pues el Sol se mueve a su alrededor en una órbita casi circular.
Sin embargo, todos los agujeros negros de nuestra galaxia que no están en el centro, se mueven como nosotros lo hacemos alrededor del centro de la galaxia. Todos describimos nuestras órbitas y en su trayectoria a su alrededor, esos agujeros negros pueden retroceder o acercarse a nosotros. De hecho, la mitad del tiempo están expuestas a aproximarse a nosotros.
¿A qué distancia? ¿Con qué peligrosidad?
Por consiguiente, ha llegado ya el momento de pasar de las catástrofes de primera clase, que afectan a todo el Universo en general, a las catástrofes de segunda clase, que afectan especialmente a nuestro Sistema Solar.
Según lo que hemos expuesto, al parecer la catástrofe de primera clase es más probable, y casi inevitable es la llegada del «huevo cósmico» dentro de, quizás, un billón de años. Sin embargo, la discusión sobre agujeros negros ha demostrado que las catástrofes locales podrían afectar a muchos lugares determinados antes de que transcurriera el período de un billón de años. Por tanto, ha llegado el momento de considerar el riesgo de una catástrofe local que hiciera inhabitable nuestro Sistema Solar y pusiera fin a la vida humana, aunque el resto del Universo quedara intacto.
Ésta sería una catástrofe de segunda clase.
Con anterioridad a la época de Copérnico, parecía evidente, por sí mismo, que la Tierra era el centro inmóvil del Universo, con todo el resto girando a su alrededor. Las estrellas, especialmente, se creía estaban fijas en la esfera más alejada del espacio y que daban vueltas, de una sola pieza, por decirlo así, alrededor de la Tierra en 24 horas. Se hablaba de las estrellas como «estrellas fijas» para diferenciarlas de aquellos cuerpos próximos, el Sol, la Luna, los planetas, que giraban independientemente.
Aun después de que el sistema de Copérnico eliminara la Tierra de su posición central, en principio eso no afectó la visión de las estrellas. Seguían siendo objetos brillantes e inmóviles, fijos en una esfera lejana, mientras que dentro de esa esfera el Sol ocupaba el centro y los diversos planetas, incluida la Tierra, giraban a su alrededor.
Sin embargo, en 1718, el astrónomo inglés Edmund Halley (1656-1742), observando la posición de la estrellas, comprobó que por lo menos tres estrellas, Sirio, Proción y Arturo, no se hallaban en los lugares registrados por los griegos. La diferencia era sustancial y no era posible que los griegos hubieran cometido semejante error. Halley dedujo que esas estrellas se habían movido con relación a las otras. Desde aquel momento, cada vez más estrellas han demostrado semejante «movimiento propio» mientras que tos instrumentos de los astrónomos para observar ese movimiento se han hecho más sensibles.
Evidentemente, si varias estrellas se mueven por el espacio a igual velocidad, el cambio de posición de una estrella muy distante sería menor al ser observada que el cambio de una estrella más cercana. (Sabemos por experiencia que un avión lejano parece moverse más lentamente comparándolo con otro que se halle más cerca.) Las estrellas están tan distantes que únicamente la más cercana puede mostrar un movimiento propio apreciable, pero esto nos permite extraer la razonable conclusión de que todas las estrellas se mueven.
Al referirnos al movimiento propio de una estrella, hablamos únicamente de su movimiento a través de nuestra línea de visión. Puede ser que una estrella se aproxime o se aleje de nosotros, y esa parte de movimiento no se vería como su movimiento propio. De hecho, podría estar moviéndose directamente hacia nosotros o directamente alejándose, de manera que no habría movimiento alguno en la línea de visión, aunque pudiera estar relativamente próxima a nosotros.
Por suerte, mediante el efecto Doppler-Fizeau, que ya hemos descrito, también puede determinarse la velocidad de acercamiento o alejamiento y la «velocidad del espacio» tridimensional también puede apreciarse por lo menos en las estrellas más próximas.
En este caso, ¿por qué no ha de moverse también el Sol?
En 1783, el astrónomo germano-británico William Herschel (1738-1822) estudió los movimientos propios conocidos hasta la fecha. Parecía que las estrellas de la mitad del espacio tendían, en conjunto, a moverse alejándose unas de otras. La otra mitad parecía moverse en aproximación. Herschel decidió que la explicación más lógica era suponer que el Sol se movía en una dirección particular hacia la constelación de Hércules. Las estrellas a las que nos acercábamos parecían alejarse mientras nosotros nos acercábamos, y las estrellas detrás de nosotros parecían agruparse.
Cuando los cuerpos astronómicos se mueven cruzando el espacio, es probable que uno gire alrededor del otro si están suficientemente cerca uno del otro de modo que sus campos gravitacionales les afecten intensamente. De esta manera, la Luna gira alrededor de la Tierra, mientras que la Tierra y los otros planetas giran alrededor del Sol. Repetimos, una estrella del sistema binario girará alrededor de la otra.
Sin embargo, cuando los cuerpos están alejados uno de otro y cuando no existe un cuerpo que por su enorme masa predomine sobre todos los demás (como el Sol predomina sobre todos los cuerpos más pequeños del Sistema Solar), los movimientos no se limitan a un simple giro de un cuerpo alrededor del otro. El movimiento parece ser entonces casi azaroso, como el de las abejas en la colmena. Durante el siglo XIX, este movimiento como-abejas-en-una-colmena fue característico de las estrellas a nuestro alrededor, y en esa época no parecía ilógico suponer que con esos movimientos al azar una estrella pudiera chocar contra otra.