Radiación de Hawking
Emisión térmica que un agujero negro produce al tener en cuenta los efectos cuánticos en las inmediaciones de su horizonte. Su consecuencia es que los agujeros negros no son eternos: pierden masa lentamente y, en escalas de tiempo enormes, terminan evaporándose. Stephen Hawking la dedujo en 1974, y el resultado contradecía lo que él mismo esperaba demostrar.
De dónde sale
La derivación combina la relatividad general con la teoría cuántica de campos: se estudia el comportamiento de los campos cuánticos sobre la geometría curva de un agujero negro, sin cuantizar la gravedad misma. El resultado es que un observador lejano detecta un flujo de partículas con espectro térmico, como el de un cuerpo caliente.
La explicación divulgativa habitual —pares de partícula y antipartícula que surgen del vacío junto al horizonte, uno cae y el otro escapa— es una imagen que el propio Hawking popularizó y que resulta engañosa si se toma al pie de la letra. El cálculo real no describe partículas localizadas cayendo, sino una diferencia en cómo se define el vacío para observadores distintos.
Su antecedente es de Jacob Bekenstein, que en 1973 argumentó que los agujeros negros deben tener entropía, proporcional al área de su horizonte. Hawking lo rechazó al principio: entropía implica temperatura, y temperatura implica radiar, cosa que un agujero negro por definición no hacía. Su propio cálculo terminó dándole la razón a Bekenstein y fijando la constante que faltaba.
Números
La temperatura es inversamente proporcional a la masa: cuanto más pequeño el agujero negro, más caliente y más rápido se evapora. Para uno de masa estelar la temperatura ronda las cien milmillonésimas de kelvin, muy por debajo de los 2,725 K del fondo cósmico de microondas. Eso significa que hoy los agujeros negros reales absorben más energía de la que emiten: no empezarán a evaporarse hasta que la expansión del universo enfríe el fondo por debajo de su temperatura. El tiempo de evaporación de un agujero negro de masa solar es del orden de 10⁶⁷ años.
Nunca se ha observado. La radiación de un agujero negro astrofísico es indetectable con cualquier tecnología concebible. Lo que sí existe son experimentos con análogos: sistemas de laboratorio —condensados de Bose-Einstein, fibras ópticas— que reproducen la estructura causal de un horizonte y en los que se ha medido radiación con las propiedades esperadas. Es evidencia sobre la física del horizonte, no sobre agujeros negros.
La paradoja de la información
Los cálculos originales de Hawking indican que la radiación emitida es puramente térmica: no lleva información sobre lo que cayó al agujero negro. Si el agujero negro se evapora del todo, esa información desaparece del universo. La mecánica cuántica lo prohíbe, porque su evolución es unitaria y en principio reversible.
El choque entre ambas cosas es la paradoja de la información, uno de los problemas abiertos centrales de la física teórica y el argumento más citado de que hace falta una teoría de gravedad cuántica. Se lee a menudo que ya existe consenso en que la información se conserva; el Big Mysteries Survey (2026) no lo confirma. Conservada en la radiación (30,5 %) o en un remanente del agujero negro (23,7 %) suman 54,2 %, y un 18,8 % de los encuestados acepta que se pierde irremediablemente.
Conceptos vecinos
Fuentes
- Wikipedia EN: Hawking radiation (Categoría 1)
- Hawking, S. W. (1974). Black hole explosions? Nature, 248, 30-31. (Categoría 2)
- Hawking, S. W. (1975). Particle creation by black holes. Communications in Mathematical Physics, 43(3), 199-220. (Categoría 2)
- Bekenstein, J. D. (1973). Black holes and entropy. Physical Review D, 7(8), 2333-2346. (Categoría 2)