En marzo de 2012, Joseph Polchinski (famoso teórico de cuerdas del KITP, Kavli Institute for Theoretical Physics, Santa Barbara, California) se preguntó que pasaría cuando un astronauta se sumergiera dentro de un agujero negro. Obviamente, moriría, ¿pero cómo? El principio de equivalencia de la relatividad general de Einstein implica que no notaría nada al atravesar el horizonte de sucesos y que su muerte sería debida a su estiramiento en forma de espagueti (en un agujero negro supermasivo podría pasar varios días dentro del horizonte de sucesos antes de notar nada en absoluto). Pero Polchinski publicó en julio de 2012, junto a dos estudiantes Ahmed Almheiri y James Sully, y su colega Donald Marolf (UCSB, Universidad de California, Santa Barbara) que, bajo ciertas circunstancias, el astronauta acabaría frito en el horizonte de sucesos, que se comportaría como un “muro de fuego” (firewall). Nos lo cuenta Zeeya Merali, “Fire in the hole! Will an astronaut who falls into a black hole be crushed or burned to a crisp?,” Nature 496: 20-23, 4 Apr 2013.
Una nube de gas, llamada G2, de tres masas terrestres, se dirige hacia el agujero negro supermasivo del centro de nuestra galaxia, Sagitario A*. Cuando se descubrió en 2011 se estimó que en junio de 2013 alcanzaría el punto más cercano a Sgr A* de su órbita (a unas siete veces la distancia entre el planeta Neptuno y el Sol); a finales de 2012 se retrasó hasta septiembre de 2013. La última estimación, realizada por el equipo de Andrea Ghez (UCLA, Univ. California Los Angeles) este mes, retrasa el encuentro hasta marzo de 2014 (el equipo de Ghez estudia las estrellas que rodean a Sgr A* desde hace 20 años). Hay que destacar que entre octubre y febrero la observación por telescopios terrestres de Sgr A* no es posible, por lo que conviene que se retrase hasta marzo; aún así hay gran incertidumbre sobre cuándo ocurrirá. Las observaciones de G2 son muy difíciles y sin un modelo adecuado no es fácil predecir su trayectoria. Nos lo cuenta Ron Cowen, “Decade of the Monster. An infalling gas cloud and other new probes herald a revealing period for the Milky Way’s supermassive black hole,” Science 339: 1514-1516, 29 Mar 2013.
José Manuel Nieves afirma que “El LHC sí puede crear agujeros negros,” ABC Ciencia, 11 Mar 2013, porque “dos investigadores de la Universidad de Princeton han calculado que la cantidad de energía necesaria es 2,4 veces menor de lo que se creía hasta ahora.” Obviamente, este resultado significa todo lo contrario. Si la energía necesaria es 2,4 veces menor de lo que se creía y no se ha observado ninguno con una masa menor de 4,2 TeV (dato más reciente de CMS para colisiones protón-protón a 8 TeV c.m.), el nuevo resultado significa que no se pueden producir agujeros negros en el LHC con energía menor de 10 TeV. Bajar la energía para la producción de agujeros negros, como no han sido observados, incrementa el límite de exclusión, lo que no significa que sea más fácil producirlos en el LHC, más bien todo lo contrario. Si te has hecho un lío con mi argumento, relee lo anterior y luego sigue. Por supuesto, si no hay dimensiones extra en el espaciotiempo, para producir agujeros negros en el LHC se necesitan energías del orden de la escala de Planck, así que un factor de 2,4, o incluso un factor de 2400, o uno de 2 400 000 000, no ayudan en nada a facilitar que el LHC produzca agujeros negros. La escala de Planck está demasiado lejos de la escala de energía alcanzable por el LHC (hay que comparar 14000 GeV con unos 12000 000 000 000 000 000 GeV). Recomiendo leer “Synopsis: Black Holes Emerge from Collisions,” Physics, March 7, 2013, y para los más osados, el artículo técnico de William E. East, Frans Pretorius, “Ultrarelativistic Black Hole Formation,” Phys. Rev. Lett. 110: 101101 (2013) [arXiv:1210.0443]. El artículo citado de la Colaboración CMS es “Search for microscopic black holes in pp collisions at sqrt(s) = 8 TeV,” arXiv:1303.5338, 21 Mar 2013. También recomiendo leer a “No hay agujeros negros en el LHC, por ahora…,” Cuentos Cuánticos, 25 marzo, 2013.
Me ha llamado la atención el concepto de turbulencia gravitacional, el estado turbulento en un espaciotiempo AdS (Anti-de Sitter). Los espaciotiempos de Minkowski (M), de Sitter (dS) y Anti-de Sitter (AdS) son estables ante perturbaciones infinitesimales (lineales); sin embargo,sólo son estables a perturbaciones finitas (no lineales) los espaciotiempos de M y dS, siendo AdS inestables no linealmente, es decir, una perturbación finita en un AdS crece hasta formar agujeros negros vía una cascada energética similar a la que produce la turbulencia en un fluido (los modos de baja frecuencia evolucionan a modos de alta frecuencia como vórtices en un fluido se descomponen en vórtices más pequeños a todas las escalas). La turbulencia gravitacional en un espacio AdS es un concepto muy sugerente, pues implica una turbulencia cuántica del espaciotiempo. La correspondencia AdS/CFT relaciona una teoría cuántica de campos conforme (CFT) en (d-1) dimensiones con una teoría gravitacional (cuántica) en un espacio AdS en d dimensiones. Nació en el contexto de la teoría de cuerdas (una teoría CFT de acoplamiento débil aparece en el régimen no perturbativo de toda teoría de cuerdas), pero hoy en día tiene vida propia, junto a las ideas holográficas, prometiendo aplicaciones en física de la materia condensada, teorías de campos con acoplamiento fuerte, plasmas de quarks y gluones, turbulencia cuántica, etc. Recomiendo a los físicos la consulta de las transparencias de la charla de Óscar Dias (with Gary Horowitz, Don Marolf, and Jorge Santos), ”Gravitational turbulent instability of AdS,” XVIII IFT UAM/CSIC-Madrid Xmas Workshop Dec. 2012 [slides], así como Oscar J. C. Dias, Gary T. Horowitz, Don Marolf, Jorge E. Santos, “On the Nonlinear Stability of Asymptotically Anti-de Sitter Solutions,” arXiv:1208.5772, 28 Aug 2012, y Oscar J.C. Dias, Gary T. Horowitz, Jorge E. Santos, “Gravitational Turbulent Instability of Anti-de Sitter Space,” arXiv:1109.1825, 8 Sep 2011. También es interesante la consulta de Tadashi Takayanagi, “Holographic Entanglement Entropy and Emergent Spacetime,” Entangle This: Strings, Fields and Atoms @ IFT UAM-CSIC Madrid Nov. 19-21, 2012 [slides]; y Masahiro Nozaki, Shinsei Ryu, Tadashi Takayanagi, “Holographic Geometry of Entanglement Renormalization in Quantum Field Theories,” JHEP 10 (2012) 193, arXiv:1208.3469.
El primer cuásar (3C273) se publicó en Nature en marzo de 1963. En el centro de una galaxia, una región tan pequeña como el sistema solar emite tanta energía en todo el espectro electromagnético como miles de galaxias. Los astrofísicos creen que los cuásares y otros núcleos galácticos activos (AGN) están alimentados por la acreción de gas y estrellas en los gigantescos agujeros negros centrales de las galaxias, pero los detalles aún siguen siendo un misterio. El poder predictivo de los modelos teóricos no ha mejorado mucho en los últimos 30 años. Las preguntas básicas siguen siendo las mismas: ¿Los chorros y los lóbulos se componen de electrones y protones o de pares electrón-positrón? ¿Los protones adquieren una gran energía, como en los rayos cósmicos? ¿Está la energía distribuida a partes iguales entre los campos eléctricos y magnéticos? Según nos cuenta Robert Antonucci, a propósito del 50 aniversario del primer cuásar, falta pensamiento crítico entre los investigadores. Se siguen publicando artículos sobre teorías ya descartadas por las observaciones y los investigadores teóricos realizan una gran cantidad de trabajo en vano, aferrándose a modelos con un poder predictivo nulo. Seguir mejorando los modelos de disco de acreción en los que la materia cae en espiral hacia el agujero negro no tiene ningún sentido. Los datos experimentales no cumplen con muchas leyes básicas, como ley de Stefan-Boltzmann (la energía radiada es proporcional a la cuarta potencia de la temperatura), que se siguen utilizando en estos modelos. Muchos astrofísicos teóricos, en opinión de Antonucci, están esperando que los datos experimentales les den la razón, cuando ya se sabe que sus teorías han sido falsificadas con los datos de hace décadas. El campo de la astrofísica teórica de los cuásar requiere una revolución urgente. No hay artículos que ofrezcan nuevas ideas, prometedoras y revolucionarias. Parece que los esfuerzos se están centrando en encontrar cuásar compatibles con las teorías existentes en lugar de encontrar nuevas teorías que expliquen los datos ya disponibles. Se han encontrado miles de cuásar en los últimos 50 años, pero aún no tenemos un modelo físico que explique cómo irradian energía. Según Antonucci, los jóvenes deben saber que la oportunidad está ahí afuera. Tienen que ponerse a pensar nuevas ideas, en lugar de seguir dándole vueltas a las ideas que ya sabemos que no funcionan. “Don’t just do something, sit there.” La verdad, me han sorprendido las palabras de Antonucci, pero pensándolo bien, tiene toda la razón del mundo. Si eres físico o astrofísico joven, tienes que leer el artículo de Robert Antonucci, “Astrophysics: Quasars still defy explanation,” Nature 495: 165-167, 14 Mar 2013: “Fifty years after finding that these cosmic beacons lie far away, astronomers need to think harder about how they radiate so much energy.”
Todos los agujeros negros de masa estelar detectados hasta el momento forman parte de sistemas binarios (se han confirmado 18 en la Vía Láctea y hay otros 32 que aún son candidatos), pero ninguno muestra eclipses, aunque una distribución aleatoria para la inclinación del plano de su órbita predice que al menos 10 (el 20%) deberían mostrarlos. La razón puede ser que el disco de acreción formado por la materia que el agujero negro le roba a su compañera adquiere la forma de un toroide con cierto grosor que impide que se observen los eclipses. Así parece indicarlo la observación de Swift J1357.2−093313, una fuente muy débil de rayos X descubierta en 2011 que se cree que es un sistema binario con un periodo orbital de 2,8 horas formado por un agujero negro con una masa mayor de 3,0 M⊙ (masas solares) acompañado de una estrella con una masa de 0,24 M☉ (masas solares) y un radio de 0,29 R☉ (radios solares). La inclinación del disco de acreción toroidal es superior a unos ∼70º (en el vídeo de youtube se ha tomado 85º). Según los autores del estudio, Swift J1357.2−093313 podría ser prototipo de la población de fuentes de rayos X binarias de alta inclinación (el 20% de las fuentes que deberían mostrar eclipses). El investigador principal del estudio es Jorge Casares, Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC). El artículo técnico es J. M. Corral-Santana, J. Casares, T. Muñoz-Darias, P. Rodríguez-Gil, T. Shahbaz, M. A. P. Torres, C. Zurita, A. A. Tyndall, “A Black Hole Nova Obscured by an Inner Disk Torus,” Science 339: 1048-1051, 1 Mar 2013 [arXiv:1303.0034].
Hoy en día se cree que todas las galaxias tienen una agujero negro supermasivo en su centro (su masa está entre millones y miles de millones de veces la masa del Sol). El nuevo telescopio espacial de rayos X de la NASA llamado NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array), lanzado el 13 de junio de 2012, ha determinado la velocidad de rotación del agujero negro supermasivo que se encuentra en el centro de la galaxia NGC 1365 (una galaxia cercana cuyo núcleo es activo) y resulta que es un 84% de la velocidad máxima permitida por los modelos teóricos. NuSTAR ha logrado obtener un espectro con una calidad sin precedentes de los fotones emitidos con energías entre 10 y 80 keV a partir del cual se ha podido estimar (utilizando modelos teóricos) la velocidad de rotación (hay que recordar que observaciones anteriores de los fotones con energías menores de 10 keV habían hecho sospechar que la velocidad del agujero negro era próxima a la máxima). Futuras observaciones deberán confirmar si estas velocidades tan grandes son las habituales o solamente una excepción. Nos lo cuenta Christopher S. Reynolds, “Astrophysics: Black holes in a spin,” Nature 494: 432-433, 28 Feb 2013, que se hace eco del artículo técnico de G. Risaliti et al., “A rapidly spinning supermassive black hole at the centre of NGC 1365,” Nature 494: 449-451, 28 Feb 2013 [arXiv:1302.7002].
Un agujero negro emite radiación como un cuerpo caliente a la temperatura de Hawking. Si su valor es muy alto, la radiación de Hawking consiste en partículas de todo tipo (fotones, gravitones, bosones vectoriales, bosones de Higgs, leptones y hadrones), pero si su valor es “bajo” solo emite fotones y gravitones. El vacío cerca del horizonte de sucesos produce pares de partícula-antipartícula virtuales en los que una de las partículas penetra en el agujero negro y la otra escapa, produciendo la radiación. Esta imagen es falsa. Hay varias razones pero la más importante es que la longitud de onda de las partículas absorbidas y emitidas es comparable al tamaño del agujero negro (λ ≈ 2 G M/c²); por tanto, imaginar que estas partículas están localizadas en el entorno del horizonte de sucesos no tiene ningún sentido físico. Estas partículas son tan grandes como el propio agujero negro y no tiene ningún sentido preguntarse dónde están, igual que un electrón en un átomo tiene una longitud de onda comparable al propio átomo y no podemos saber dónde está el electrón dentro del átomo. Nos lo cuentan en detalle N. D. Birrell, P. C. W. Davies, “Quantum Fields in Curved Space,” Cambridge University Press, 1982 (en la sección 8.2). Agradezco a Mario Herrero (@Fooly_Cooly) que me haya recomendado la lectura de este libro y recomiendo su entrada “6 cosas que quizás nunca se atrevieron a contarte sobre agujeros negros,” Naukas, 1 may 2012.
EHT (Event Horizon Telescope) es un radiotelescopio “virtual” del tamaño de la Tierra gracias a la interferometría de muy larga base (VLBI). Se observa un objeto celeste de forma simultánea con un conjunto de radiotelescopios situados en lugares muy distantes entre sí. La radiación de ese objeto es recibida en instantes diferentes en cada radiotelescopio, según su posición sobre la Tierra, formándose un patrón de franjas de interferencia que permite reconstruir la imagen como si se tratase de un único radiotelescopio. Se espera que EHT “fotografíe” el agujero negro supermasivo central de la Vía Láctea, llamado SgrA*, dentro de unos cinco años. SgrA* fue postulado en 1971 y la primera prueba astrofísica de su existencia se obtuvo en 1974; gracias al movimiento de las estrellas que se encuentran cerca de SgrA* se ha podido determinar su masa, unos cuatro millones de masas solares, que está concentrada en una región con una radio menor de 45 UA (la unidad astronómica es la distancia media entre la Tierra y el Sol); por comparar, el afelio de Plutón está a 49 UA (el punto más alejado del Sol). Esta semana se ha celebrado en el Observatorio Steward de la Universidad de Arizona una conferencia sobre EHT (18-20 de enero). Las transparencias de las charlas están disponibles en la web. Más información en Evan Ackerman, “Earth-sized radio telescope to take first pic of black hole,” DVice, Jan 24, 2013 (visto gracias a Iván García Cubero @Wis_Alien).
En la teoría general de la relatividad de Einstein un agujero negro es espacio, solo espaciotiempo. Un agujero negro en 4 dimensiones se comporta como un objeto puntual situando en el espaciotiempo (el lugar donde está la singularidad central) rodeado de una región de espaciotiempo vacío dentro del horizonte de sucesos; el agujero negro tiene masa, puede rotar (tener momento angular) y tener carga eléctrica, nada más. Sin embargo, en más de cuatro dimensiones los agujeros negros no son puntuales; en cinco dimensiones un agujero negro se comporta como una “cuerda negra” (un objeto unidimensional) y en seis dimensiones como un “brana negra” (un objeto bidimensional). ¿Se comportan estos agujeros negros multidimensionales como objetos materiales? Describir las propiedades de una “brana negra” no es fácil, pero los físicos teóricos creen que muestra propiedades de líquido, si es neutra para la carga eléctrica, y de sólido, si tiene carga eléctrica; en este último caso se comporta como un material piezoeléctrico, que convierte esfuerzos mecánicos en campos eléctricos. Jay Armas, Jakob Gath, Niels A. Obers, “Black Branes as Piezoelectrics,” Phys. Rev. Lett. 109: 241101, 10 Dec 2012 [arXiv:1209.2127].
El estudio de las propiedades de los agujeros negros y de las branas negras requiere el uso de una teoría cuántica de la gravedad, salvo en el régimen de campo débil y perturbaciones de longitud de onda grande. En este contexto se puede utilizar la correspondencia AdS/CFT y técnicas holográficas para demostrar que las branas negras neutras se comportan como un fluido (arXiv:0712.2456; arXiv:0902.0427; y otros); este fluido se caracteriza por su viscosidad. El nuevo artículo técnico estudia con las mismas técnicas lo que pasa con branas negras cargadas eléctricamente. Cuando una cuerda negra cargada dentro de la brana negra cargada se deforma induce un momento dipolar eléctrico que provoca esfuerzos mecánicos sobre la brana, como si se tratara de un material piezoeléctrico. Un resultado realmente sorprendente.
“Una gran nube de gas cae en espiral hacia Sgr A* (el agujero negro central de la Vía Láctea) y lo alcanzará en 2013″ [imágenes reales]. Para predecir qué pasará y qué podremos ver desde la Tierra, Takayuki R. Saitoh (Instituto Técnico de Tokio, Japón) y sus colegas han realizado una simulación tridimensional por ordenador (abajo tienes el vídeo de youtube). La nube compacta de gas llamada G2 (Gillessen+2012) tiene una órbita elíptica alrededor de Sgr A*, el agujero negro supermasivo que se encuentra en el centro de la Vía Láctea, alcanzando su pericentro durante el verano de 2013. Este suceso tan excepcional permitirá estudiar en detalle la interacción de un nube de gas con un agujero negro supermasivo. Según las simulaciones numéricas la nube de gas se calentará y se alargará al aproximarse al agujero negro, alcanzando su pico de luminosidad, unas 100 veces la luminosidad del Sol, en el infrarrojo cercano en julio de 2013. Conocer estos datos es muy importante para planificar de manera adecuada las múltiples observaciones de este fenómeno realmente único. El artículo técnico es Takayuki R. Saitoh et al., ”Flaring up of the Compact Cloud G2 during the Close Encounter with Sgr A* in Summer 2013,” arXiv:1212.0349, 3 Dec 2012.
Quizás te has preguntado alguna vez si la radiación de Hawking de un agujero negro puede ser utilizada para fabricar un láser óptico. Para ello se requiere una cavidad óptica resonante que actúe como amplificador (recuerda que LASER significa amplificación de luz por emisión estimulada de radiación). El análogo gravitatorio a esta cavidad podría ser el espaciotiempo entre los horizontes de sucesos de un agujero negro y un agujero blanco. Los agujeros blancos no existen en la Naturaleza. Sin embargo, en lugar de agujeros blancos se podrían utilizar sus análogos físicos. Usando fibra óptica se pueden fabricar tanto agujeros negros ópticos como agujeros blancos ópticos, aunque la radiación de Hawking aún no ha sido observada en ellos (el artículo en PRL y la noticia del año pasado aún generan muchas dudas). Usando simulaciones numéricas por ordenador se puede comprobar si el concepto funciona. En el caso unidimensional, la idea funciona, como han demostrado Daniele Faccio, Tal Arane, Marco Lamperti, Ulf Leonhardt, “Optical black hole lasers,” Classical and Quantum Gravity 29: 224009, 18 Oct. 2012 [arXiv:1209.4993].
Estimar la masa del agujero negro supermasivo central de una galaxia es muy difícil pues requiere un modelo de la distribución de la materia oscura de su halo y ajustar el movimiento (cinemática) de muchas de sus estrellas utilizando la solución de Schwarzschild. Se publica en Nature que la pequeña galaxia lenticular NGC 1277 tiene el 14% de su masa (ordinaria, no oscura) concentrada en su agujero negro central; se estima gracias al telescopio espacial Hubble que su masa es de 120 ± 40 mil millones de masas solares (M⊙) y que la de su agujero negro supermasivo es de 17 ± 3 mil millones M⊙ (este valor corresponde a un 59% de la masa visible del bulbo galáctico estimada utilizando su luminosidad). ¿Con qué comparar estos valores? Hasta ahora, la galaxia récord, con un porcentaje del 11%, era la pequeña galaxia NGC 4486B. La mayoría de las galaxias tienen porcentajes mucho más pequeños. Sagitario A*, el agujero negro supermasivo en el centro de nuestra galaxia, tiene una masa de unos 4,1-4,3 millones M⊙, enorme, pero ridícula comparada con lo 400-600 mil millones M⊙ de la masa visible de la Vía Láctea (la masa total, incluyendo materia oscura, ronda unos 1,0-1,5 billones de M⊙). ¿Para qué sirve el nuevo descubrimiento? Lo interesante es que este tipo de galaxias pequeñas y compactas, aunque muy raras en la época actual del universo, eran galaxias típicas para corrimientos al rojo de z ≈ 2; se cree que estas galaxias nos ayudarán a entender las galaxias compactas que se observan a altos corrimientos al rojo, para las que no podemos estimar con precisión la masa de su agujero negro supermasivo central. Estos agujeros negros son claves para entender la formación y evolución galáctica en el universo temprano. El artículo técnico es Remco C. E. van den Bosch, Karl Gebhardt, Kayhan Gültekin, Glenn van de Ven, Arjen van der Wel, Jonelle L. Walsh, “An over-massive black hole in the compact lenticular galaxy NGC 1277,” Nature 491: 729–731, 29 November 2012 [copia gratis, gracias a César @EDocet].
Chorro producido en el núcleo activo de la galaxia M87, junto con detalles del chorro de 1999.
El 10% de los núcleos activos de galaxias presentan chorros relativistas alimentados por la acreción de materia en los agujeros negros supermasivos que contienen. Se publica en Science la imagen más detallada de la región de origen del chorro de la galaxia elíptica M87. La imagen es poco vistosa, pero muestra que el chorro nace en una región situada a 5,5 ± 0,4 radios de Schwarzschild del centro galáctico, lo que permite inferir que el superagujero negro de M87 está en rotación (solución de Kerr) y que la materia que cae en el disco de acreción lo hace en el mismo sentido de giro. Este nuevo resultado se ha obtenido gracias a la interferometría de radio con una longitud de onda de 1,3 mm (la imagen de arriba a la izquierda se obtuvo en 1999 con tecnología de 1,3 cm). Lo más interesante es que las simulaciones numéricas predicen ciertas estructuras en los perfiles del chorro cerca del disco de acreción que no han sido observadas. El artículo técnico es Sheperd S. Doeleman et al., “Jet-Launching Structure Resolved Near the Supermassive Black Hole in M87,” Science 338: 355-358, 19 October 2012.
Las regiones centrales de algunas galaxias son muy compactas y tan luminosas que eclipsan al resto de fuentes de energía de dicha galaxia. La explicación más plausible para los núcleos activos de galaxias (AGN), por su pequeño tamaño y su gran potencia, es la acreción de materia en un agujero negro supermasivo (cuya masa es de millones de masas solares, M☉). Muchos AGN producen potentes chorros de partículas relativistas con una longitud de cientos, e incluso miles, de años luz. Se cree que su origen es la aceleración magnética localizada de la materia que acreta en el agujero negro que es expelida en sendos chorros transversales al disco de acreción. Sin embargo, las dificultades a la hora de observar objetos tan compactos y tan lejanos implican que aún no sabemos si estos agujeros negros son giratorios, o si el momento angular orbital del flujo de materia que acreta es paralelo o antiparalelo al espín del agujero negro.
El nuevo artículo ha estudiado la galaxia M87 que se encuentra a solo 16,7 ± 0,6 Mpc con una masa de (6,2 ± 0,4) × 10 9 M☉. Su agujero negro supermasivo tiene un radio de Schwarzschild RSCH = 2 G M/c 2 = (5,9 ± 0,4) × 10 -4 pc = (1,9 ± 0,12) × 10 15 cm, que subtiende un ángulo de 7,3 ± 0,5 microsegundos de arco. El chorro relativista de M87 tiene una longitud de varios cientos de kiloparsecs y se puede observar en varias longitudes de onda (ultravioleta, óptica y de rayos X). Las nuevas observaciones de M87 se realizaron durante 3 días consecutivos con la red VLBI, compuesta por cuatro radiotelescopios, a una longitud de onda de 1,3 mm. Gracias a su gran resolución se ha podido observar el chorro relativista desde una distancia de solo 5,5 ± 0,4 RSCH (radios de Schwarzschild). Pero lo realmente sorprendente vendrá que se descubra por qué los resultados observados no coinciden con las simulaciones numéricas y qué efectos físicos no se han tenido en cuenta en estas simulaciones.
El audio de la sección ¡Eureka! del programa La Rosa de los Vientos, Onda Cero, lo puedes escuchar siguiendo este enlace. Como siempre, una transcripción libre.
Hoy vamos a hablar de un tema apasionante, los agujeros negros. Una de las predicciones más sugerentes de la teoría de Einstein de la gravedad. Vamos a empezar por el principio, ¿qué es un agujero negro? Un agujero negro es una región del espacio en cuyo interior existe una enorme cantidad de masa que genera un campo gravitatorio del que nada puede escapar, ni siquiera la luz. Si yo estoy en la Tierra y quiero escapar de su campo gravitatorio tengo que dirigirme hacia arriba con una velocidad de unos 11 km/s, es decir, unos 40.000 km/h. Esta velocidad de escape solo depende de la masa de la Tierra. En un agujero negro la velocidad de escape sería mayor que la velocidad de la luz y como nada puede ser más rápido que la luz, todo lo que entre en el agujero negro no puede volver a salir.
Lo que cae dentro del agujero negro ya no puede escapar, pero ¿sabemos qué le pasa a la materia dentro del agujero negro? La verdad, Bruno, es que no lo sabemos realmente. El agujero negro oculta en su interior una cosa que llamamos singularidad que convierte materia en espacio. De tal forma que el agujero negro es solo espaciotiempo, no es un objeto material como una estrella. Todo la materia que entra en el agujero negro se transforma en espacio de un modo que aún no conocemos, pues aún no tenemos una teoría cuántica de la gravedad que lo explique.
Entonces una persona que entre dentro del agujero negro se transforma en espacio al instante o puede moverse por el interior libremente … En los agujeros negros supermasivos que se encuentran en el centro de las galaxias, que tiene masas de millones de veces la masa del Sol, una persona podría entrar dentro de su horizonte de sucesos sin notar absolutamente nada pues la gravedad en su horizonte de sucesos es muy débil. Puedes entrar sin ningún problema, pero una vez dentro ya no puedes retroceder y volver a salir, solo puedes dar vueltas en espiral alrededor de la singularidad hasta alcanzarla y ser destruido por ella transformándote en espacio.
Cómo sabemos que en el centro de nuestra galaxia hay un superagujero negro si los agujeros negros no emiten luz y no pueden ser vistos… Si miras al centro de la Vía Láctea lo que ves son unas decenas de estrellas que dan vueltas muy rápido alrededor de un lugar donde no hay nada. Aparentemente es un lugar vacío, llamado Sagitario A*. Estudiando el movimiento de estas decenas de estrellas puedes calcular la masa que tiene Sagitario A* y resulta un valor enorme, unos 4,1 millones de masas solares. La estrellas más cercanas como SO-2 y SO-102 (descubierta este año) dan una vuelta alrededor de este superagujero negro en solo unos 10 años. Realmente, la única explicación que tenemos para un objeto con una masa de 4 millones de veces la del Sol con un radio de unos 12 millones de kilómetros, como 5 veces menos que la distancia entre el Sol y Mercurio, es que se trata de un superagujero negro.
Además de los superagujeros negros, también hay agujeros negros con una masa mucho más pequeña… Una de las maneras en las que puede morir una estrella que tiene mucha masa es formando un agujero negro. Por ejemplo, una estrella con una masa de unas 20 veces la masa del Sol, cuando consume todo su combustible, el hidrógeno que hay en su núcleo, ya no puede resistir la presión de la gravedad y colapsa. Las partes externas de la estrella explotan hacia afuera y la parte interior implosiona, colapsando y formando un agujero negro de unas 10 masas solares.
¿Cómo podemos observar estos agujeros negros si no emiten luz? La manera habitual para observar un agujero negro es cuando se traga la materia de una estrella cercana. En un sistema binario, formado por una estrella y un agujero negro, parte de la materia de la estrella cae en el agujero negro y forma un disco de materia (llamado disco de acreción). La materia cae en espiral y se forma un chorro de materia y radiación transversal al agujero negro que podemos observar con los telescopios. Estas binarias emiten rayos X y ondas de radio que podemos observar desde la Tierra. Hace unas semanas se ha publicado la observación de dos agujeros negros en un cúmulo estelar llamado M22 gracias a los radiotelescopios que aparecen en la película Contact, la gran red de radiotelescopios VLA, llamada ahora Karl G. Jansky Very Large Array, en honor a uno de los fundadores del campo de la radioastronomía.
Para estudiar las propiedades de SgrA*, el superagujero negro de unas 4 millones de masas solares que se encuentra en el centro de la Vía Láctea, se utilizan las estrellas que lo orbitan con periodos muy cortos. Tras 17 años de observación (entre 1995 y 2012) en el W.M. Keck Observatory, Mauna Kea, Hawai, se ha descubierto una estrella, S0-102, que lo orbita con un periodo de solo 11,5 años (la de periodo más corto hasta el momento, que bate el récord de So-2 que lo orbita cada 16 años). El artículo técnico se publica en Science. ¿Cómo se compara el campo gravitatorio de SgrA* sobre esta estrella y el campo del Sol sobre la Tierra? La verdad es que, aunque la estrella es la más cercana que se conoce a SgrA*, el campo gravitatorio que soporta GM/(Rc2) ∼ 10−4 es solo dos órdenes de magnitud mayor que el del Sol ∼ 10−6 (donde G es la constante de gravitación universal, M es la masa, R es la distancia, y c es la velocidad de la luz). El artículo técnico es L. Meyer et al., “The Shortest-Known–Period Star Orbiting Our Galaxy’s Supermassive Black Hole,” Science 338: 84-87, 5 October 2012.
Imagen óptica del cúmulo estelar M22 mostrando las dos estrellas que acompañan a las dos fuentes de radio que han sido identificadas como agujeros negros de masa estelar. (C) Nature.
Dice el refrán que “dos es compañía y tres son multitud.” En astrofísica, muchas veces, incluso dos son una multitud. Observar agujeros negros de masa estelar en cúmulos estelares es muy difícil. Lo más sencillo es observar las fuentes de rayos X en sistemas binarios formados por un agujero negro y una estrella compañera cuya materia cae en el disco de acreción del primero. Se conocen muchos cúmulos globulares sin agujeros negros y unos pocos con uno solo. Por tanto, los astrofísicos desarrollaron una hipótesis que predecía que los agujeros negros eran expulsados del cúmulo estelar por la gravedad, porque su masa es mucho mayor que la de la mayoría de las estrellas del cúmulo. Sin embargo, el método científico obliga a rehacer todas las hipótesis cuando aparecen indicios experimentales en contra. Se publica en Nature la primera observación de dos agujeros negros de masa estelar en un cúmulo globular, en concreto en M22 (NGC 6656) que está en la constelación de Sagitario (uno de los cúmulos de estrellas más cercanos a la Tierra a solo unos diez mil años luz). Los primeros agujeros negros en un cúmulo que son detectados por emisiones de radio en lugar de por rayos X. Extrapolando este resultado gracias a simulaciones numéricas, debe haber entre 5 y 100 agujeros negros en dicho cúmulo. Por supuesto, todavía es pronto para descartar la hipótesis de expulsión de los agujeros negros y habrá que esperar a nuevas observaciones que confirmen que las fuerzas gravitatorias en los cúmulos estelares son compatibles con la presencia de decenas (incluso cientos) de agujeros negros de masa estelar. Nos lo cuenta Stefan Umbreit, “Astrophysics: Two black holes found in a star cluster,” Nature 490: 46–47 (04 October 2012), que se hace eco del artículo técnico de Jay Strader et al., “Two stellar-mass black holes in the globular cluster M22,” Nature 490: 71–73 (04 October 2012) [arXiv:1210.0901].
Imagen del cúmulo estelar M22 en ondas de radio mostrando las dos nuevas fuentes identificadas como agujeros negros. (C) Nature.
El cúmulo estelar M22 contiene cerca de un millón de estrellas y se encuentra en nuestra galaxia, la Vía Láctea. Se han observado en este cúmulo dos nuevas fuentes de radio gracias a una imagen de muy larga exposición obtenida en uno de los iconos de la cultura pop, que aparece en películas como Contact, la gran red de radiotelescopios VLA, llamada ahora Karl G. Jansky Very Large Array, en honor a uno de los fundadores del campo. La identificación de sendas estrellas en la misma posición de estas fuentes de radio, aunque su emisión de rayos X es tan débil que el satélite Chandra no ha sido capaz de detectarla, sugiere que se trata de agujeros negros de masa estelar (de entre 10 y 20 masas solares) que acretan materia de dichas estrellas. Más aún, estas fuentes se encuentran cerca del centro del cúmulo (marcado con una cruz roja en la figura de arriba).
Las simulaciones numéricas indican que en unos diez mil millones de años solo entre el 2% y el 40% de los agujeros negros que se forman por colapso de estrellas en un cúmulo estelar acaba formando un sistema binario (compuesto por el agujero negro y una estrella enana blanca). Por tanto, en M22 debe haber entre 5 y 100 agujeros negros. Además, la mayoría de los agujeros negros son eyectados desde la región central del cúmulo hasta las regiones exteriores, por lo que existencia de decenas de agujeros negros provoca la expansión del núcleo del cúmulo, lo que explica por qué M22 es el quinto cúmulo globular en función del radio de su núcleo.
¿Cuál es la importancia de este nuevo resultado? Si muchos agujeros negros son retenidos en los cúmulos globulares, se espera que haya una mayor probabilidad de detectar ondas gravitacionales por fusión de agujeros negros (colisión de dos agujeros negros que formen un sistema binario). El gran impacto el nuevo resultado es que aumenta las probabilidades de que la búsqueda de estas ondas gravitacionales sea fructífera.
Recreación artística (izqda.) y diagramas de Penrose-Carter y de Kruskal (drcha.) para el “muro de fuego” en un agujero negro según Susskind.
NOTA IMPORTANTE: Esta entrada la escribí antes de saber que Leonard Susskind ha retirado de ArXiv (3 Aug 2012) su artículo porque ahora cree que su argumento no es correcto. Aún así, mantengo la entrada como fue escrita en su momento. Rectificar es de sabios y a Susskind se le perdona todo.
Hay artículos polémicos que nos hacen pensar sobre todo lo que creemos saber. Todo el mundo sabe que al atravesar el horizonte de sucesos de un agujero negro no se nota nada, aunque ya nunca se podrá volver a salir de su interior. Un artículo de Joseph Polchinski et al. [1] y otro de Leonard Susskind [2] afirman que esto no es verdad para un agujero negro “viejo” (que supere la edad de Page en la que la mitad de su entropía inicial se ha evaporado por radiación de Hawking). Para estos agujeros negros el horizonte de sucesos será una “incineradora infernal” o un “muro de fuego” (firewall) que destruirá todo lo que intente atravesarlo, una extensión de la singularidad hasta el mismo horizonte de sucesos. Por supuesto, se puede evitar la existencia de este “muro de fuego” pero para ello, o bien no existe la radiación de Hawking, o bien ocurre la pérdida de información cuántica en los agujeros negros. Mucha gente se ha tomado esta idea tan radical con un poco de guasa (he llegado a oír que Susskind ya está “chocheando”). Otros, como Daniel Harlow [3], Bousso [4] y Yasunori Nomura et al. [5] creen que saben cómo evitar la existencia del “muro de fuego” usando solo la idea cuántica de complementaridad. El asunto no está resuelto aún y los próximos meses prometen ser apasionantes.
Ideas sugerentes, pero radicales. Nuevas ideas para hacernos pensar. Muchas cosas que creemos verdad porque las hemos oído muchas veces, cuando no están corroboradas por los experimentos, puede que no sean verdad. Recomiendo a todos los físicos, sobre todo a los más jóvenes, que aprovechen este mes de asueto para leerse estos artículos. Se leen fácil, aunque como es obvio requiere ciertos conocimientos de física cuántica e ideas generales sobre holografía, dualidad AdS/CFT y su uso en la solución de la paradoja de la información en agujeros negros.
Todo este asunto está relacionado con la paradoja de la pérdida de información en los agujeros negros. La mecánica cuántica es reversible, lo que ocurre en un sentido puede ocurrir en el contrario, pero los agujeros negros no lo son, lo que entra en el horizonte de sucesos ya no puede volver a salir. La radiación de Hawking emitida por los agujeros negros es térmica y ha perdido toda la información asociada a la materia que atravesó el horizonte de sucesos. Las ideas holográficas [6] permiten explicar esta paradoja, afirmando que la información no se pierde pero queda codificada de una forma tan complicada en la radiación que esta parece térmica, pero en realidad es un estado cuántico puro. ¿Puede un observador que cae en el agujero negro “notar” la radiación de Hawking? La hipótesis más extendida, que este observador no notará absolutamente nada, ha sido incorporada como uno de los axiomas de la complementariedad cuántica de los agujeros negros [6]. Cuando se habla de “complementariedad” (en el sentido de Bohr) se quiere decir que ciertas propiedades/simetrías clásicas son (o deben ser) preservadas en la versión cuántica de la teoría; como no tenemos un teoría cuántica de la gravedad no podemos demostrar que lo sean, pero mientras tanto, se pueden asumir dichas propiedades como axiomas, como hizo Bohr en los inicios de la mecánica cuántica.
Almheiri, Marolf, Polchinski y Sully [1] afirman que tres axiomas de la complementaridad en agujeros negros son contradictorios entre sí y uno de ellos debe ser falso. Los tres axiomas en cuestión son: (1) la radiación de Hawking es emitida en un estado cuántico puro; (2) esta radiación se emite desde una región próxima al horizonte de sucesos; y (3) el observador que cae en el agujero negro, atraviesa el horizonte de sucesos sin notar nada de nada (como en la teoría clásica). Uno de estos axiomas debe ser incorrecto. Según Polchinski et al. [1], lo más razonable es que sea el tercer axioma.
Su argumento es el siguiente (mira el diagrama de Penrose-Carter de la figura de arriba). Imagina que el observador que cae en el horizonte porta dos estados cuánticos A y B entrelazados entre sí y supón que el estado A atraviesa antes el horizonte de sucesos que el B. Si A y B siguen entrelazados cuando A está dentro y B está fuera, se puede utilizar un protocolo cuántico para producir una pérdida de información, así como una violación del teorema de no clonación; la única solución posible es que el estado B quede entrelazado con la radiación de Hawking R. La idea parece sencilla, pero al realizar un cálculo de las consecuencias de este entrelazamiento se obtienen un curioso resultado para un agujero que supere la edad de Page (que haya emitido al menos la mitad de su entropía inicial). La densidad de radiación en la parte externa del horizonte sería enorme, del orden de la escala de Planck. El observador que cae en el agujero negro encontrará un “muro de fuego” (“firewall”).
Por supuesto, el “muro de fuego” será invisible para cualquier observador lejano, para el que el agujero negro será tan negro como siempre (lo único que se podrá observar desde lejos del horizonte es la radiación de Hawking). Solo los observadores que caigan en el agujero negro podrán notar la diferencia, pues quedarán “incinerados en el infierno” y nunca podremos saber que así ha sido. Por cierto, para agujeros negros de masa estelar y para superagujeros negros galácticos, la edad de Page supera con creces la edad actual del universo, así que en la actualidad es imposible verificar estas ideas con datos astrofísicos o cosmológicos (la única posibilidad es utilizar analogías físicas).
Susskind [2] le da una vuelta de hoja a los argumentos de Polchinski et al. [1] y demuestra [según confiesa ahora por argumentos erróneos] que la singularidad protegida por el horizonte de sucesos es la que se modifica en la edad de Page de tal forma que se conecta con dicho horizonte; el origen del “muro de fuego” es la propia singularidad. ¡Toma ya! Susskind nos advierte que los agujeros negros son más peligrosos de lo que pensabámos.
En la figura que abre esta entrada he incluido los diagramas de Penrose-Carter y de Kruskal propuestos por Susskind para un agujero negro. No puedo entrar en detalles técnicos, pero los buenos aficionados a la divulgación científica que hayan leído libros de Penrose o Hawking sobre agujeros negros seguro que los reconocen y los saben interpretar (básicamente son un cambio de variable en la solución tipo agujero negro de las ecuaciones de Einstein que evita la singularidad “ficticia” del horizonte de sucesos en la solución de Schwarzschild). Recomiendo a los físicos la lectura del artículo de Susskind [2], que muestra claramente por qué hay que modificar la dinámica de la singularidad para evitar una violación del teorema de no clonación de la mecánica cuántica. Las ideas fluyen bien, pero hay que releerlo varias veces para comprender sus sutilezas.
Harlow [3] (que también ha retirado su artículo porque Polchinski et al. han encontrado un error en sus argumentos), que ha discutido bastante con Susskind y con Polchinski sobre este asunto, nos dice que en realidad el “muro de fuego” no existe y que estos autores han cometido un error al aplicar la mecánica cuántica a diferentes observadores al mismo tiempo, en lugar de centrarse solo en el observador que cae. El argumento clave de Polchinski et al. sobre los estados cuánticos entrelazados A y B para el observador que cae, en realidad no es aplicable porque ambos estados corresponden a observadores diferentes. Asumiendo que cada uno tiene una línea del mundo diferente, un retruque técnico puede salvar la complementaridad sin que se produzca pérdida de información por el protocolo de Polchinski et al. Según Harlow no hay ninguna transferencia del entrelazamiento.
Buosso [4] y Nomura et al. [5] argumentan de forma muy parecida a Harlow [3], aunque sus artículos me resultan menos convincentes. Su idea es que el “muro de fuego” contradice el principio de equivalencia si se permite el entrelazamiento entre B y R, luego debe ser imposible dicho entrelazamiento y no existe el “muro de fuego.” Hay otros artículos al respecto y más surgirán en los próximos días.
En mi opinión, lo más interesante de estas ideas es que nos muestran que la aplicación de la mecánica cuántica a la física de los agujeros negros es mucho más sutil de lo que pensábamos y que es un campo muy fructífero para los físicos jóvenes, que deberían pensar mucho más sobre ello. Animo desde mi modesto blog a todos los físicos jóvenes a que se estudien estos artículos y a que piensen sobre estas ideas, pues realmente merece la pena [aunque Susskind haya retirado su artículo, sigo pensando que merece la pena leer los otros]. Para abrir boca, el siguiente vídeo de Sixty Symbos es un buen punto de partida.
[1] Ahmed Almheiri, Donald Marolf, Joseph Polchinski, & James Sully, “Black Holes: Complementarity or Firewalls?,” arXiv:1207.3123, 13 Jul 2012.
[5] Yasunori Nomura, Jaime Varela & Sean J. Weinberg, “Complementarity Endures: No Firewall for an Infalling Observer,” arXiv:1207.6626, 27 Jul 2012.
[6] L. Susskind, L. Thorlacius and J. Uglum, “The Stretched horizon and black hole complementarity,” Phys. Rev. D 48: 3743 (1993) [hep-th/9306069]; C. R. Stephens, G. ‘t Hooft and B. F. Whiting, “Black hole evaporation without information loss,” Class. Quant. Grav. 11: 621 (1994) [gr-qc/9310006].
Cygnus X-1 fue la primera fuente binaria de rayos X clasificada como un agujero negro (de unas 15 masas solares, con un horizonte de solo 60 km de diámetro) que acreta materia de una estrella compañera (la supergigante azul HDE 226868). Descubierta en 1964 es famosa por ser objeto de una apuesta entre Stephen Hawking y Kip Thorne en 1974. Hawking apostó contra Thorne que Cygnus X-1 no contenía un agujero negro (a sabiendas de lo contrario). En 1990, los datos acumulados fueron suficientes para que Hawking aceptara que había perdido su apuesta (regalándole a Thorne, a pesar de la indignación de su esposa, una subscripción a una revista solo para adultos). La autora de esta preciosa ilustración es Melissa Weiss, que ha merecido ser portada del número de hoy de Science. Ella es ilustradora del programa de divulgación científica del Proyecto del Observatorio de Rayos X Chandra. El motivo es que Science incluye hoy un especial sobre agujeros negros. Más info sobre su trabajo en “Cover Stories: Cygnus X-1—The Bigger Picture,” Science 337: 497, 3 August 2012.
¿Cómo se ve de verdad Cygnus X-1? Esta imagen obtenida por Chandra muestra básicamente lo que podemos ver desde la Tierra, a unos 6000 años luz de distancia, una esfera brillante de color azul. Para un divulgador científico, el trabajo de gente como Weiss es de fundamental importancia, pues las imágenes reales resultan decepcionantes para la mayor parte del público aficionado a la divulgación científica. Sin embargo, nunca se debe olvidar que las ilustraciones artísticas son solo eso, arte basado en hipótesis científicas, pero arte al fin y al cabo.
La evolución de las galaxias está ligada de forma indisoluble a la evolución de los superagujeros negros que se encuentran en su centro. Sin embargo, como en el caso del huevo y la gallina, aún no sabemos con seguridad quien fue primero, la galaxia o el supergaujero negro. Hay indicios experimentales para ambas posibilidades; quizás, incluso, puede que dependa de cada galaxia en concreto. Nos revisa el estado actual de la cuestión M. Volonteri, “The Formation and Evolution of Massive Black Holes,” Science 337: 544-547, 3 August 2012 [arXiv:1208.1106]. Lo más espectacular de este artículo es el vídeo que lo acompaña, la simulación por ordenador del nacimiento de nuestra galaxia, la Vía Láctea; según Volonteri, esta simulación utiliza todo el conocimiento que tenemos hoy en día sobre la cuestión.
El origen de la Vía Láctea según este vídeo es una nube de materia oscura que forma una protogalaxia en la que surgen estrellas (de materia ordinaria) muy masivas, de cientos de masas solares (M☉), cuya vida es muy corta y dan lugar a agujeros negros con una masa de unas cien M☉. Las fusiones entre estos agujeros negros dan como resultado un superagujero negro con una masa desde decenas de millones hasta miles de millones de M☉ (el menos masivo conocido está en la galaxia NGC 4395 y tiene una masa de unos cientos de miles de M☉). Los detalles de la formación galáctica aún reservan sorpresas, pero el resultado es una galaxia con un superagujero negro central (en los pocos casos en los que se observa más de uno se cree que se está observando una colisión galáctica en curso).
En la actualidad conocemos otra familia de agujeros negros, los de masa estelar, con hasta unas decenas M☉. Se estima que una galaxia típica tiene unos 100 millones de agujeros negros de masa estelar (estimación de Shapiro y Teukolsky). Las pruebas más fuertes de la existencia de esta población de agujeros negros son las observaciones de los sistemas binarios de rayos X (BHXRB), en los que un objeto compacto acreta materia de una estrella cercana. Las propiedades de la emisión de rayos X permiten estimar la masa del objeto acretor, que en muchos casos supera las 3 M☉, como en el famoso Cygnus X-1; en dicho caso se cree que dicho acretor es un agujero negro de masa estelar (ilustrado en esta figura). Gran parte de lo que sabemos sobre estos sistemas se ha comprendido gracias a los BHXRB variables, como GRS 1915 +105. El artículo técnico es Rob Fender & Tomaso Belloni, “Stellar-Mass Black Holes and Ultraluminous X-ray Sources,” Science 337: 540-544, 3 August 2012 [arXiv:1208.1138].
Esta figura ilustra la evolución típica de un BHXRB variable. El eje horizontal representa la energía (“dureza”) de la emisión de rayos X del sistema (“hard” significa alta energía y “soft” baja energía), una medida “cruda” pero eficaz del espectro de rayos X. El eje vertical representa la luminosidad de rayos X. Este diagrama es análogo al diagrama de Hertzsprung-Russell para la evolución estelar. Cada punto corresponde a una sola observación. La fase creciente de la explosión (A → B) se pasa de una emisión de rayos X “duros” de baja a alta luminosidad. La transición espectral de rayos “duros” a “blandos” (B → C → D) se realiza a borbotones, lo que indica que la variabilidad del chorro es muy grande (algo que confirman las medidas en el infrarrojo y en ondas de radio). La transición a un estado con emisión “blanda” (D → E) corresponde a la casi desaparición del chorro, dominado la emisión del disco de acreción el espectro de rayos X (una señal muy débil). Este estado quiescente es el de más larga duración. Finalmente, el chorro vuelve a aparecer (E → F) debido a que la acreción de masa continúa. La explicación de todos los detalles de estos ciclos de actividad todavía presenta lagunas, pero son muy importantes a la hora de clasificar los BHXRB observados.
Los mayores avances en la física clásica de los agujeros negros se han obtenido gracias a las simulaciones numéricas y a las nuevas técnicas de visualización científica de sus resultados. Este fotograma del vídeo de youtube de más abajo muestra los horizontes de sucesos de dos agujeros negros con espín en colisión mutua. Kip S. Thorne dedica su artículo en Science a revisar estos avances, con énfasis en la predicción teórica de las propiedades de las ondas gravitatorias, clave para su futura observación en LIGO o Virgo. Permíteme un resumen breve de su artículo Kip S. Thorne, “Classical Black Holes: The Nonlinear Dynamics of Curved Spacetime,” Science 337: 536-538, 3 August 2012.
Hace 50 años, John Archibald Wheeler especuló con la posibilidad de estudiar la dinámica no lineal del espaciotiempo, lo que él llamó geometrodinámica, gracias a la resolución de las ecuaciones de la relatividad general de Einstein. Alrededor de 1976, la física de las agujeros negros se separó en dos, por un lado, la física cuántica de la radiación de Hawking y, por otro, las simulaciones numéricas. El estudio actual de la geometrodinámica se ha focalizado en dos frentes: la simulación numérica de las colisiones de agujeros negros y la posible observación experimental de ondas gravitatorias. Como es obvio, ambos están muy relacionados.
Puede resultar sorprendente, pero Thorne nos cuenta que lo más complicado de las simulaciones numéricas es su visualización científica, cómo representar gráficamente el tensor de curvatura de Riemann. Igual que un campo electromagnético se puede dividir en un campo eléctrico y otro magnético, el tensor de Riemann se puede dividir en un campo de (fuerzas de) marea E (“tidal field” en inglés), que extira y contrae lo que encuentra, y un campo de (fuerzas de) arrastre B ["frame-drag field" en inglés], que retuerce los sistemas inerciales adyacentes unos respecto a otros (como cuando retorcemos con las manos una toalla mojada por sus extremos para escurrirla). Matemáticamente ambos campos son tensores de segundo orden (matrices de 3 por 3). Dibujar los campos eléctrico y magnético es fácil porque se pueden usar flechas, pues son vectores, pero los campos de marea y arrastre son matrices, requiriendo técnicas más sutiles.
El campo de marea se dibuja mediante líneas “tendex” de dos tipos (ver la parte A de la figura donde se han dibujado para una agujero negro estático): las líneas rojas representan el estirado y la contracción en dirección radial, y las líneas azules en dirección transversal. Se ha dibujado el cuerpo de una persona para aclarar su significado. El campo de arrastre se dibuja mediante líneas “vortex” de dos tipos (ver la parte B de la figura donde se han dibujado para un agujero negro en rotación): las líneas rojas y las azules se diferencian en el sentido de rotación de la cabeza y los pies del cuerpo de la persona, si este sentido es horario y antihorario, o antihorario y horario, respectivamente (ver la figura para tenerlo más claro).
Este vídeo de youtube muestra la colisión mutua de dos agujeros negros en rotación (cuyo eje de rotación es perpendicular a la dirección de la colisión y antiparalelo entre ambos). Lo más interesante de esta simulación es cómo interaccionan las líneas “vortex” (los “vórtices”), oscilando y retrasando la velocidad de rotación, resultando un agujero negro final sin rotación. Obviamente, esta simulación es poco realista por lo excepcional que debe ser una colisión tan “ajustada,” siendo lo más habitual que los agujeros negros en rotación que colisionan orbiten el uno alrededor del otro haciendo espirales hasta fusionarse, resultando un agujero negro en rotación. En ambos casos, el sistema binario de agujeros negros emite ondas gravitatorias que nos ofrecen una información muy detallada sobre la fusión de los dos agujeros negros (sus masas, sus velocidad de giro y sus órbitas mutuas). En la actualidad, los expertos en geometrodinámica numérica están elaborando un catálogo con información detallada de estas ondas que podrán ser estudiadas mediante detectores de ondas gravitatorias.
En la actualidad, LIGO (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory), con dos interferómetros en EEUU (uno en Livingston, Louisiana, y otro en Hanford, Washington) y otros repartidos por todo el mundo (como Virgo, cerca de Pisa, Italia, y KAGRA, en mina Kamioka, Japón), está buscando estas ondas gravitatorias. Las búsquedas iniciales en 2006-2007 y en 2009-2010 han sido infructuosas, como era de esperar según las simulaciones numéricas. LIGO y Virgo siguen realizando mejoras que permitan el incremento en su sensibilidad y para 2017 se estima que su sensibilidad será suficiente para observar las fusiones de agujeros negros. Estos experimentos confirmarán o refutarán las predicciones de la geometrodinámica numérica. Se auguran momentos muy apasionantes en la década del siglo XXI (la década del descubrimiento del Higgs, quizás sea también la de la detección de ondas gravitatorias y en la que se desvele el secreto de la materia oscura).
