Karl Schwarzschild

Karl Schwarzschild

Nació el 9 de octubre de 1873 en Frankfurt del Maine, el mayor de seis niños en una familia de ascendencia judía. Su padre era un próspero hombre de negocios, y su infancia fue agradable, en contacto con personas de buen nivel cultural. En sus primeros años escolares construye un pequeño telescopio, y luego frecuenta el observatorio privado de un matemático amigo de su padre. El interés por las matemáticas lo lleva a adelantarse respecto a los programas escolares. Su excepcional habilidad para las ciencias se evidenció cuando a los 16 años publicó un trabajo sobre la Teoría de las Orbitas Celestiales. A los 20 años entra en la Universidad de Munich y en tres años obtiene un doctorado, y se enrola como asistente en el Observatorio Kuffner en Ottakring.

En 1900 en ocasión de un congreso, discute sobre la posibilidad de que el Universo responda a una geometría no euclidiana. En 1901 fue nombrado profesor y enseguida director del Observatorio de la Universidad de Götingen, y 8 años después, director del prestigioso Observatorio Astrofísico de Postdam.

Durante su trabajo en Götingen, Schwarzschild introdujo métodos precisos de fotometría fotográfica. Los resultados de sus estudios, demostraron una clara relación entre el tipo espectral de una estrella y su color. Fue pionero en el empleo de la difracción al trabajar con estrellas dobles. Su técnica fue ampliamente empleada para determinar las magnitudes de las estrellas, así como su color. También desarrolló métodos básicos para analizar el espectro solar obtenido durante los eclipses. Pero estas investigaciones no le impidieron dedicar esfuerzos para hacer la astronomía accesible a todos, por medio de cursos populares que atrajeron abundante público al Observatorio de Götingen.

Schwarzschild enunció el principio del equilibrio de la radiación, y fue el primero en atribuir a procesos de radiación, el transporte de energía en las atmósferas estelares. Su hipótesis sobre el movimiento en las estrellas es uno de los más importantes resultados de su fundamental trabajo en métodos estadísticos modernos en astronomía. También estudió matemáticamente la presión ejercida por la energía radiante sobre sólidos de pequeñas dimensiones, lo que le permitió calcular valores para el tamaño de las partículas de las colas de los cometas, entre 0,07 y 1,5 micras.

En física teórica y relatividad también hizo importantes contribuciones. Fue uno de los grandes pioneros en el desarrollo de la teoría del espectro atómico, propuesta por Niels Bohr. Trabajando en forma independiente de Arnold Sommerfeld, desarrolló las reglas generales de la cuantificación, creó la teoría completa del efecto Stark (que describe el efecto de un arco eléctrico sobre la luz), y por primera vez planteó las bases de la teoría cuántica del espectro molecular.

Inmediatamente después que Einstein publicara la Teoría General de la Relatividad, Schwarzschild fue el primero en hallar la solución matemática exacta de las nuevas ecuaciones del campo, que corresponden al campo gravitatorio de un cuerpo compacto y masivo, como una estrella o un planeta –y que hoy se conoce como campo de Schwarzschild. Si la masa que origina el campo, es suficientemente difusa, de manera que el campo gravitatorio en la superficie del cuerpo astronómico sea bastante débil, el campo de Shwarzschild exhibirá propiedades físicas similares a las descritas por Newton. En tanto que aparecerán grandes diferencias respecto a las ecuaciones de Newton si la masa estuviese tan concentrada, que diera lugar a un campo muy fuerte en la superficie. Cuando este trabajo fue publicado, en 1916, sólo parecía una especulación teórica, pero años después con el descubrimiento de los pulsares y su explicación como probables estrellas de neutrones compuestas de materia que tiene la misma densidad de los núcleos atómicos, surgió la posibilidad de que se acceda a la observación de campos gravitatorios de gran intensidad.

La característica más extraña del campo de Schwarzschild es que si la masa total es concebida como concentrada en el mismo centro, en un punto que se denomina una singularidad, entonces a una distancia finita de ese centro, el radio de Schwarzschild, la geometría del espacio-tiempo cambia radicalmente. Un observador situado en el interior, vería que las partículas y hasta la luz misma, no pueden emerger desde el interior, y atravesar más allá del radio de Schwarzschild, como para ser detectadas desde afuera. Y a la inversa, un observador exterior descubriría que cualquier partícula demoraría un tiempo infinito en penetrar al interior sin poder lograrlo. No puede haber, pues, una comunicación efectiva entre el interior y el exterior, y la frontera se denominó Horizonte de Eventos.

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Sin embargo, si se plantea el punto de vista de un observador ligado a una partícula que cae en dirección directa al centro, en su reloj, vería como atraviesa el horizonte de eventos en un tiempo finito, sin observar anormalidades al hacerlo. De hecho su reloj se desviará en tal medida, respecto de uno que permanezca siempre afuera, a distancia constante del centro, que lo que afuera demora eternamente, ocurre en un tiempo finito para el observador que controla su reloj a medida que cae.

Así planteó los fundamentos de lo que hoy se conoce como teoría de los agujeros negros, complementada posteriormente en 1931, por el astrofísico indú Subrahmanyan Chandrasekhar, quién estableció que si una estrella, una vez agotado el proceso de fusión nuclear, excede en 1,44 veces la masa del Sol, estallará como supernova. Pero a su vez, si el núcleo remanente es mayor de alrededor de 2 masas solares, estará destinada a contraerse hasta colapsar bajo su propia gravedad. El objeto resultante es un agujero negro. Hoy estas conclusiones teóricas fueron comprobadas, pues varios de estos objetos ya han sido detectados en la Vía Lactea, y uno particularmente grande en su centro.

Mientras se encontraba en servicio militar, durante la primera guerra mundial, Schwarzschild contrajo una rara y fatal enfermedad que le produjo en pocos días la muerte, el 11 de mayo de 1916.