Calculadora de agujeros negros

En 1974, Hawking demostró que los efectos cuánticos cerca del horizonte de sucesos hacen que los agujeros negros irradien térmicamente — como si fueran un cuerpo negro a temperatura T_H ∝ 1/M. Al irradiar, el agujero pierde masa y se encoge, hasta evaporarse por completo. Pero aquí surge la paradoja: la radiación térmica no lleva ninguna información sobre lo que cayó dentro. La mecánica cuántica exige que la información nunca se destruya — y sin embargo, el cálculo de Hawking parece borrarla. Esta es la paradoja de la información de los agujeros negros. Décadas de debate no produjeron una solución, hasta que trabajos recientes sobre 'islas' y la curva de Page sugirieron que la información podría estar codificada en sutiles correlaciones cuánticas dentro de la propia radiación de Hawking — una estructura de entrelazamiento invisible para observadores locales. La paradoja no está totalmente resuelta, pero el consenso actual es que la unitariedad se conserva: la información escapa, codificada de una forma que requiere una teoría completa de la gravedad cuántica para descifrarla.

Un agujero negro sin rotación queda descrito por completo por su masa. Una vez conocido el radio de Schwarzschild r_s = 2GM/c², cada otro punto de referencia se obtiene como un múltiplo fijo: la esfera de fotones en 1.5 r_s y la órbita estable más interna en 3 r_s. Si duplicas la masa, todos se duplican con ella. Como agujero negro, el Sol mediría apenas ~3 km de diámetro; la Tierra, tan solo ~9 mm.

Los objetos corrientes se enfrían al perder energía; los agujeros negros hacen lo contrario. Como T_H ∝ 1/M, radiar masa vuelve al agujero más caliente, no más frío: una capacidad calorífica negativa. Por eso la evaporación se desboca: cuanto más pequeño es el agujero, más deprisa radia, hasta terminar en un estallido final. También implica que un agujero negro nunca puede alcanzar un equilibrio térmico estable con un baño de calor ilimitado.