Vamos allá, empecemos
por el principio...
¿Qué
es un agujero negro? Aproximación histórica.
La primera vez que un agujero negro como tal
apareció en la literatura científica, ni siquiera tenía aún ese nombre. Aunque
ya se había especulado anteriormente con la idea de estrellas negras en el
marco de la gravedad newtoniana, fue la introducción de la teoría de la
Relatividad General la que dio lugar, tan solo unos meses más tarde de su
publicación, a un artículo de Schwarzschild en el cual exponía una solución
particular de las ecuaciones de Einstein (que nos dicen cómo se relaciona la
materia con el espacio-tiempo) para el exterior de cualquier distribución
esférica de materia. Y aquí es cuando seguramente surge la pregunta, ¿pero aquí
dónde se ve un agujero negro? Había dos hechos que llamaban la atención en esa
solución, el primero era una divergencia de las ecuaciones en el punto central
de radio cero (vamos, que algunas cantidades en las ecuaciones se hacen
infinitas), una singularidad. El segundo, una divergencia aparente en un
radio igual a dos veces la masa (en unidades naturales). Esta divergencia
resultó ser un artificio de las coordenadas (el sistema de referencia que
escogemos), que se solucionaba mediante un cambio de coordenadas (es decir,
tomando otro sistema de referencia). Este cambio permitió entonces extender la
solución al interior de la distribución de materia, dando a ese radio la
consideración de horizonte, el que más adelante se conoció como horizonte de
eventos. Aún tuvo que pasar bastante tiempo para que esta solución se
entendiese como el agujero negro de Schwarzschild, y no solo eso, sino que se
considerase como un objeto real que puede encontrarse en el universo.
El estudio del límite
de masa de estabilidad de las estrellas de tipo enana blanca por Chandrasekar y
el análisis del colapso de materia por su propia gravedad de Oppenheimer,
fueron dando forma a esta idea de agujeros negros. En cualquier caso, hubo que
esperar a los años 60 para ver resurgir estas ideas, cuando Wheeler acuñó el
nombre de agujero negro y la observación de estrellas de neutrones por
Jocelyn Bell revivió el interés por los objetos masivos y les confirió una
realidad física. Así empezó la edad de oro de los agujeros negros.
Una vez llegados a
este punto, cabe preguntarse, ¿qué es entonces un agujero negro? Se podría
decir que es una región del espaciotiempo (del universo) con una gravedad tan
fuerte que ni siquiera la luz puede escapar, y de esta manera, queda escondida
y no puede comunicarse con el exterior. ¡De ahí su nombre1!
El hecho de que estén
completamente ocultos a nosotros, observadores externos, ha hecho que hayamos
tardado más de 100 años en pasar de su descubrimiento teórico a poder
observarlos. ¡Veamos cómo!
Estructura
de los agujeros negros.
Los agujeros negros son, como hemos visto, regiones
que quedan completamente ocultas al exterior.
Estas regiones están delimitadas por un horizonte de eventos que, como
mencionamos, se sitúa en un radio dado por el doble de la masa de la región. El
horizonte representa así el punto de no retorno, una vez cruzado ya ni tan
siquiera la luz puede escapar. Para hacernos una idea de este radio, imaginemos
que la Tierra pudiese colapsar a un agujero negro (¡que no es el caso!),
entonces el horizonte de eventos ¡tendría tan solo 9mm de radio!
Claro, que ir
acercándose al agujero hasta ese radio no es algo que nos fuese a dejar
indemnes. Imaginemos que pudiésemos construir una nave que consiguiese viajar
hasta el agujero negro, y así mandar a alguien allí a echar un ojo. Eso sí,
queremos que nos cuente qué le va pasando, así que queremos mantener una
comunicación constante. Desde nuestro
lugar de observación terrestre, a salvo de la influencia de la cercanía del
agujero negro veríamos que según se acerca más a este objeto, la nave va
viajando cada vez más lento (y a nuestros ojos se va haciendo más roja y tarda
más y más en llegar la señal) hasta que la veríamos acercarse al horizonte para
siempre, a nuestros ojos nunca lo cruzaría. Sin embargo, viajando en la nave,
nuestro viajero vería todo normal y cruzaría el horizonte sin problemas. ¿Sin
problemas? Bueno, no tanto, según se fuese acercando sufriría fuerzas de marea2
cada vez más fuertes, llegando a experimentar un proceso llamado
“espaguetificación”, por el cual, la gravedad que experimenta la parte de
delante de la nave, es muy diferente (y mayor) que la que experimenta la parte
de atrás de la nave, así que ésta se va estirando, espaguetificándose, y
deformándose según la trayectoria que lleve.
Esto es lo que pasa
con la masa que se acerca a los agujeros negros, según va acercándose sufre las
fuerzas de marea, se descompone y forma lo que se conoce como un disco de
acrección alrededor del agujero negro. Así los agujeros negros, debido a su
enorme gravedad, van absorbiendo materia que haya alrededor y esto les hace
aumentar de tamaño. ¡Que nadie se asuste con esto! Esto no quiere decir que nos
vaya a comer ningún agujero negro en un futuro cercano, nos pillan demasiado
lejos como veremos más adelante.
¿Y qué pasa cuando
cruza el horizonte? ¡Pues que el agujero negro está vacío! Está hecho solo de
espaciotiempo curvo, y aunque no podamos saber muy bien que pasa ahí dentro, sí
sabemos que esconden una singularidad. Una singularidad es allí donde nuestra
teoría (la Relatividad General) se rompe y la densidad y las medidas de
curvatura se hacen infinitas (en otros capítulos de este libro se trata el tema
de la resolución de singularidades en gravedad cuántica). Las singularidades
son un tema peliagudo en Relatividad General, pero al menos, debido a la conjetura
de censura cósmica, parece que estamos protegidos de ellas (y menos mal),
ya que se encuentran siempre escondidas detrás de horizontes3. Una
vez que entremos al agujero negro, nuestro destino irremediablemente pasa por
caer en la singularidad, esta es inevitable. Además, según nos acerquemos a
ella el espacio se vuelve caótico (según una conjetura denominada BKL).
En la siguiente
figura, vemos una representación geométrica muy simple de la estructura de un
agujero negro que quizás nos ayude a visualizarlo un poco mejor.
"Construye el tuyo, recortable en pdf de María García Monera"
Toda esta estructura
parece muy complicada, pero desde fuera, los agujeros negros son extremadamente
simples, por eso se dice que “no tienen pelo”. Esto significa que no tienen
muchas propiedades que los caractericen, es decir, no nos dan mucha
información. Las únicas características que los determinan son la masa, y el
momento angular (que mide la cantidad de movimiento de rotación) y la carga
eléctrica si los tienen. Por ejemplo, si un agujero negro se formó a partir de
un tipo de materia o de otra es algo que no podemos saber, para nosotros son
completamente indistinguibles.
¿Cómo
se produce un agujero negro? ¿Dónde los encontramos?
Uno de los mecanismos estándar de formación de un
agujero negro es su creación como resultado final del colapso de una estrella.
Para que esto suceda, la masa de la estrella tiene que ser muy grande (al menos
tres veces la masa de nuestro sol). Así cuando el combustible nuclear se agota,
la estrella no puede compensar la presión gravitatoria y se va contrayendo
hasta colapsar, dando lugar a un objeto remanente final (como enanas blancas o
estrellas de neutrones de las que ya se habla en otro capítulo de este libro).
Cuando la masa es tan grande que no hay forma de contener el colapso
gravitatorio, el objeto final es un agujero negro.
De esta manera,
podemos encontrar agujeros negros estelares formados por colapso, cuyo
mecanismo es muy claro y se entiende perfectamente. Pero podemos encontrar
muchos otros agujeros negros cuyos procesos de formación y evolución todavía se
intentan explicar utilizando distintos modelos teóricos. Por ejemplo, a día de
hoy sabemos con certeza que se pueden encontrar agujeros negros supermasivos en
el centro de núcleos galácticos. También sabemos que algunos agujeros negros
masivos pueden provenir del choque de un sistema binario de agujeros negros que
han terminado fusionándose.
Éste no es el único
proceso posible de formación de agujeros negros. El colapso gravitatorio en el
universo primigenio podría haber dado lugar a agujeros negros primordiales.
¿Cómo
y dónde podemos observarlos?
A pesar de que los agujeros negros ya hemos visto
que llevan investigándose desde los primeros años de la Relatividad General,
hemos tardado más de un siglo en desarrollar los métodos y los instrumentos
necesarios para poder observarlos. Ha sido muy recientemente cuando, no solo se
han observado, sino que se han abierto nuevas ventanas observacionales que
prometen resultados interesantes en los próximos años.
Un descubrimiento que
se llevó el Nobel de Física en 2020 [2] fue el seguimiento de la órbita de las
estrellas alrededor de Sagitario A*, que se consideraba un candidato a agujero
negro. Después de muchos años de medidas finalmente se corroboró la existencia
de ese objeto compacto supermasivo y se estimó su masa, distancia, etc. Por la
manera en la que rotan las estrellas y el tamaño del objeto central oscuro y
compacto (más allá del límite de Chandrasekar), éste cumple todas las
características que conocemos de los agujeros negros. Así que a día de hoy la
única explicación posible es que dicho objeto sea un agujero negro supermasivo
en el centro de nuestra galaxia.
Otra observación
viene de la coalescencia de dos agujeros negros que mencionamos anteriormente.
Cuando dos objetos muy masivos orbitan uno alrededor del otro hasta colapsar y
fusionarse, estos emiten ondas gravitatorias, de las que ya se habla en otro
capítulo de este libro. Mediante el análisis de la señal observada, se ha
podido determinar (por primera vez en 2015) la coalescencia de varios sistemas
binarios de agujeros negros [3].
Finalmente, en 2019
gracias a una gran colaboración de instituciones científicas, se consiguió la
primera imagen de un agujero negro en el núcleo de la galaxia M87, donde se ve
el disco de acrección alrededor de un centro oscuro que determina la sombra del
agujero negro [4].
Gracias a todas estas
observaciones, y a los avances teóricos en la materia, a día de hoy sabemos de
la existencia de objetos compactos que tienen las características de agujeros
negros y entendemos todo lo que sucede alrededor de los mismos. Eso sí, siempre
más allá del horizonte. ¿Cómo podemos entonces conocer mejor estos objetos?
¡Vayamos a por la teoría!
Hacia
el estudio de los agujeros negros.
En los años 70 se empezó a estudiar la dinámica de
agujeros negros. Primero se vio que el área de un agujero negro no podía
decrecer en ningún proceso (al menos los físicamente razonables). Esto hizo
pensar en una analogía del área con la entropía, que según la segunda ley de la
termodinámica no puede decrecer. Si esto pasaba con la segunda ley, ¿hay toda
una analogía con la termodinámica? Pues resulta que la dinámica de agujeros
negros también seguía leyes análogas al resto de leyes de la termodinámica (la
ley cero, la primera y la tercera ley). Aunque había un problema, las
dimensiones de las cantidades análogas a las cantidades termodinámicas no
cuadraban. En las leyes de la termodinámica tenemos la energía, la temperatura
y la entropía, y en las de los agujeros negros, la masa, la gravedad de
superficie y el área. Y de estas, ¡solo la masa tenía las dimensiones
apropiadas! Además, si los agujeros negros solo absorben y nada escapa,
entonces ¡su temperatura tiene que ser cero! Bekenstein se dio cuenta de que
introduciendo la constante de Planck (cantidad básica en mecánica cuántica),
las dimensiones del área como medida de entropía cuadraban. Aun así, no pensaba
que esta entropía fuese una entropía como la termodinámica.
Hagamos aquí un
inciso. Usualmente la entropía se define como todos los posibles estados
microscópicos (microestados) que definen un estado macroscópico (el que vemos).
Sin embargo, otra de las maneras de entender la entropía de un sistema es como
la falta de información sobre su configuración interna. Esto conecta con la
teoría de la información establecida por Shannon. Es decir, representa toda la
información que necesitamos para conocer con total precisión los microestados.
Como solo tenemos acceso a los macroestados, esa información se encuentra
escondida, y cuantificada por la entropía. En resumen: la entropía mide nuestra
ignorancia sobre la configuración interna de un sistema. De esta manera, cuando
ganamos información sobre un sistema, la entropía decrece.
Volviendo a la
entropía de los agujeros negros, denominada entropía de Bekenstein, al
calcularla vemos que es enorme. Es casi 20 órdenes de magnitud4
mayor que la entropía del sol. Cuando miramos esta entropía desde el punto de
vista de la falta de información, tiene bastante sentido si recordamos lo que
hemos explicado antes del carácter indistinguible de los agujeros negros y la
poca información que nos proporcionan.
En este punto, ya se
empezó a intentar averiguar qué pasaba con la información en un agujero negro,
qué significaba su entropía y si su presencia podía violar de alguna manera la
segunda ley de la termodinámica. Para entender este problema se recurrió a un
recurso muy utilizado en física: los experimentos mentales
(Gedankenexperiment). En ellos se imaginan escenarios teóricos y se investigan
las posibles consecuencias, problemas o paradojas de la teoría. Por ejemplo,
Wheeler planteó a Bekenstein el problema de qué pasaría si uno derramase una
taza de té en un agujero negro. Si hiciésemos tal cosa, la entropía correspondiente
a la taza de té se perdería en el agujero negro y decrecería la entropía del
universo. ¿Cómo lo compensa el agujero negro? Y qué pasa si conseguimos echar a
un agujero negro un sistema casi sin masa, ¿podríamos violar la segunda ley de
la termodinámica? Todas estas preguntas, y muchas más, fueron (y siguen)
haciendo que se desarrolle éste y otros campos de la física teórica: Planteando
problemas y paradojas a modo de juegos mentales y viendo cómo se pueden
solucionar o si hay cosas que todavía no entendemos de la teoría y que pueden
reflejar un fallo de la misma.
Lo que a día de hoy
parece que está bastante claro es que la segunda ley de la termodinámica no se
viola con la introducción de agujeros negros y que éstos poseen una entropía
enorme, de hecho, la entropía máxima que puede tener una cantidad de materia
(dada por el límite de Bekenstein). Ahora bien, qué significa e implica esa
entropía, aún sigue siendo tema de debate científico: ¿Por qué es tan
grande? ¿Por qué es proporcional al área
y no al volumen? ¿Por qué es una función universal? ¿Cuáles son los
microestados del agujero negro y dónde se localizan? ¿Habrá correcciones
cuánticas de esta entropía? Podemos entender la entropía de Bekenstein por
ejemplo como una entropía de “entrelazamiento”, es decir mide la información
escondida en las correlaciones cuánticas a través del horizonte5. De
hecho, el papel de esta entropía es fundamental para el entendimiento de la
paradoja de la información en agujeros negros, como veremos más adelante (hasta
aquí, no hay ninguna paradoja). Para entender esa parte y así entender un poco
mejor lo que pasa en los agujeros negros, necesitamos introducir efectos
cuánticos.
Cuando
la teoría cuántica entra en juego.
Tan solo un par de años después de los primeros
desarrollos en termodinámica de agujeros negros, Hawking puso el broche de oro
dando con la clave para solucionar el problema de las dimensiones, la
temperatura y la entropía: los agujeros negros radian cuando consideramos
efectos cuánticos (en particular, por un efecto de creación de partículas por
fluctuaciones en el vacío) de igual manera que lo hace un cuerpo negro en
termodinámica. Este proceso confiere una temperatura a los agujeros negros,
denominada temperatura de Hawking, que es inversamente proporcional a la masa
del agujero negro. Es decir, cuanto más masivo sea un agujero negro menor
temperatura tendrá. Así, un agujero negro al radiar, va perdiendo masa.
De esta manera
tenemos que los agujeros negros pueden crecer debido a la acrección de materia,
y entonces este proceso será dominante, ya que tendrá cada vez más masa y la
radiación se reducirá. O también podría disminuir debido a la radiación y así
ir aumentando su temperatura y la propia radiación (aunque como veremos más
adelante este proceso no es viable para los agujeros negros astrofísicos).
La existencia de
radiación de Hawking hace no solo que podamos ya considerar la gravedad de
superficie como una temperatura del horizonte, sino que también podamos
considerar el incremento de área como una entropía. Así que la taza de té que
Wheeler quería verter en el agujero negro simplemente aumenta la entropía de
Bekenstein. Entonces, si hemos dicho que no se viola la segunda ley de la
termodinámica, pero ahora, al existir evaporación, el área puede disminuir,
¿esto cómo se soluciona? Pues porque la entropía del resto del universo aumenta
de tal manera que la entropía total crece. Esto es lo que se conoce como la
segunda ley generalizada de la entropía, a la que ya se refería Bekenstein
cuando se plantearon los primeros experimentos mentales que comenté
anteriormente y que se cierran completamente con este nuevo ingrediente.
Volvamos a las
consecuencias de la radiación de Hawking: Bajo ciertas condiciones, un agujero
negro puede ir emitiendo radiación (cuántica) y evaporándose poco a poco.
¿Hasta dónde? Aquí surge uno de los problemas clave de la física de agujeros
negros. Según las leyes físicas que conocemos el agujero negro continuará
evaporándose hasta desaparecer. Es precisamente el hecho de que desaparezca lo
que genera el problema: ¿Qué pasa entonces con la información que había
desaparecido dentro? ¿Y con la singularidad?
La radiación de
Hawking no depende del estado inicial de la masa que colapsó para formar el
agujero negro, ni de la materia que se traga el mismo. Así que la radiación que
queda en el exterior, no transporta ninguna información. Mientras haya agujero
negro, esto no supone ningún problema, tenemos un horizonte de eventos que nos
separa del interior y una entropía que nos codifica toda la información que
está escondida ahí dentro. El problema surge entonces cuando desaparece del
todo, porque ya no tenemos ningún sitio donde pueda estar almacenada toda esa
información y la entropía del universo debería crecer de manera tremenda para
compensar la entropía del agujero negro, es decir, la información tendría que
estar “escondida” en la radiación. Pero la radiación Hawking es completamente
térmica, no tiene correlaciones en las que pueda codificarse esa información.
Este proceso de pérdida de información no es físicamente aceptable dentro del
paradigma de evolución de la mecánica cuántica6.
Este problema se
conoce como la paradoja de la información en agujeros negros, y a día de hoy
continúa siendo una cuestión abierta con muchos y diferentes caminos de
investigación propuestos, como veremos más adelante. Pero, ¿hay alguna certeza
de todo esto? ¿Se ha observado o medido la radiación de Hawking o la
evaporación de un agujero negro?
Y
esto… ¿se puede medir?
Veamos las escalas relacionadas con la evaporación
de agujeros negros: La vida media de un agujero negro de la masa de nuestro sol
ya es muchos órdenes de magnitud (alrededor de 50) mayor que la edad del
universo. Sin embargo, un agujero negro microscópico tardaría cuestión de
segundos en evaporarse. Por otro lado, la temperatura de un agujero negro sería
de 0,00000001 K, una temperatura mucho más baja que el ambiente en el universo
(del orden de 2.7 K). Con estos órdenes de magnitud parece inviable que podamos
medir este proceso...
Sin embargo, tenemos
una alternativa: Estudiar modelos análogos. Para estudiar algunos fenómenos de
gravedad podemos crear un modelo en otro sistema físico manejable en
laboratorio que nos permita reproducir las características de la gravedad que
queremos analizar [5]. Este método tiene bastantes limitaciones, ya que solo
algunos procesos o características se pueden modelizar en laboratorio y, aun
así, muchas veces solo dentro de un determinado rango. Por ejemplo, se han construido
agujeros acústicos en agua, que reproducen ciertas características de los
agujeros negros, como la existencia de un horizonte. O, análogos de agujeros
negros en materia condensada (específicamente en los llamados condensados de
Bose-Einstein). Estos sistemas permiten un modelo cuántico y reproducir una
temperatura de Hawking del mismo orden de magnitud que la del ambiente. También
existen análogos en otros sistemas ópticos.
Es en los modelos
análogos de materia condensada donde recientemente se sostiene que se ha medido
radiación Hawking [6] [7]. Aunque este resultado es muy prometedor, todavía existe
cierta discusión al respecto. En cualquier caso, la radiación de Hawking es una
predicción teórica tan sólida y bien establecida desde diferentes puntos de
vista, que ahora queda tan solo encontrar la forma de medirla. Y en ese
sentido, este campo promete nuevos e interesantes resultados y representa una
oportunidad experimental para el estudio de agujeros negros y otros fenómenos
de gravedad.
Y…
¿ahora qué?
A día de hoy existen muchos enigmas abiertos
respecto a los agujeros negros y también existen nuevas ventanas de observación
que nos pueden revelar grandes avances en los años venideros. Dentro del campo
puramente teórico, aún se nos escapa la escurridiza teoría subyacente de
gravedad cuántica. De ésta se habla en detalle en otros capítulos de este
libro, pero su formulación se espera que resolvería el problema de la
singularidad y el interior del agujero negro, y con ello también el problema de
la paradoja de la información.
Mientras continúa la
búsqueda de esta teoría se desarrollan paralelamente estudios para intentar
aclarar este problema; también a modo de encontrar indicios que nos faciliten o
revelen características que tenga que cumplir la teoría final o que nos
permitan discriminar entre el zoo de teorías actual7.
Dentro de las
propuestas plausibles para resolver el problema de la paradoja de la
información se han postulado diferentes escenarios. En lo que sigue voy a
comentar brevemente algunos de ellos con el fin de hacernos una idea de las
distintas líneas de investigación en curso.
El más estándar
establece que debe haber información codificada en las correlaciones de la
radiación de Hawking. Estas propuestas se basan en el estudio del
entrelazamiento cuántico entre las partículas que caen al agujero negro y entre
la radiación Hawking que emerge. El entrelazamiento se puede cuantificar
mediante la consideración de la entropía de entrelazamiento que ya comentamos,
y que permite estudiar qué pasa con la información y cómo podríamos
recuperarla. Los diferentes estudios en esta dirección han dado lugar a muchos
avances, y también a paradojas que han traído de cabeza a los investigadores, y
se puede decir que indagan en que la información se queda codificada en
correlaciones cuánticas y éstas de alguna manera están presentes en la
radiación emitida. De esta forma, aunque parezca que la información se ha
perdido en la práctica, aún reside en el entorno permitiendo que la teoría
cuadre y que exista alguna forma de recuperarla8. Una idea similar,
consiste en que, aunque los agujeros negros no tengan pelo, sí que tienen “pelo
cuántico”, es decir, que el horizonte contiene más información cuántica que la
que establece la teoría clásica, y por lo tanto, esa información impresa en el
horizonte, emerge con la radiación y no se pierde en ningún momento.
Otra propuesta es que
los agujeros negros no se evaporan completamente, sino que la evaporación se
detiene cuando los efectos de gravedad cuántica son dominantes (porque el
agujero negro se hace muy pequeño), y así el estado final lo constituye un
remanente estable de tamaño de la escala de Planck9 que almacena la
información y nos libra de la paradoja. También se ha conjeturado con que los
efectos de gravedad cuántica en los estadíos finales de la evaporación pueden
dar lugar a que la radiación emitida sea modificada, y así toda la información
almacenada en el agujero negro pueda salir con ella.
Una idea
completamente diferente es que la información puede estar irremediablemente
perdida y aun así no violar ninguno de los principios de la física establecida.
Es decir, de alguna manera el agujero negro actúa como un sumidero que elimina
la información en el universo que observamos.
Finalmente, otra idea
a considerar, que se ha desarrollado en diferentes marcos, es que quizás no se
formen agujeros negros en la naturaleza, sino que el proceso de colapso se
“detenga” dando lugar a un objeto ultracompacto que comparte todas las
características medidas de los agujeros negros, pero no ha llegado a crear un
horizonte de sucesos y una singularidad (creando por ejemplo fuzzballs o las
estrellas negras).
Todas estas teorías
tienen avances y propuestas interesantes, pero también puntos conflictivos que
no terminan de entenderse o de cuadrar completamente, por eso parece que aún
queda mucho camino por delante para entender completamente los agujeros negros.
En cualquier caso, el
campo de los agujeros negros ya nos ha enseñado cómo teorías establecidas de
manera puramente teórica pueden tardar muchos años en llegar a comprobarse o
refutarse de manera experimental u observacional, pero la física teórica ha
demostrado constituir un marco de trabajo muy sólido para el establecimiento de
nuevas teorías. En los próximos años cabe esperar profundos avances teóricos y,
sobre todo, las nuevas ventanas de observación prometen sorprendernos con
nuevos resultados experimentales que arrojen algo más de luz a la oscuridad de
los agujeros negros.
¡Esperamos expectantes!
Notas:
1 Cabe resaltar que, en muchos países hispanoparlantes,
se les denomina hoyos negros, y que, atendiendo a las propias definiciones de
la palabra, quizás sea una acepción más apropiada [1].
2 Las fuerzas de marea suceden cuando la fuerza
gravitatoria es diferente a lo largo de un cuerpo, dando lugar así a una
deformación del mismo. Y sí, ¡las mareas marinas que vemos son consecuencia de
este efecto!
3 Esto proviene de un estudio exhaustivo de las
singularidades que desarrollaron Penrose y Hawking y que le valió el Nobel de
Física al primero en 2020.
4 Esto significa la cantidad de “ceros” que hay
detrás del número, es decir, hay 20 ceros de diferencia entre una cantidad y la
otra. Un ejemplo para entenderlo es que entre 20.000 y 70 hay tres órdenes de
magnitud.
5 El entrelazamiento cuántico es un fenómeno de
correlación cuántica entre partículas que se trata en detalle en otros
capítulos de este volumen.
6 Esto implicaría evolucionar de un estado inicial
puro, donde la información es máxima, hasta un estado final mezcla donde la
información es mínima. Este proceso conlleva una evolución “no-unitaria” algo
prohibido en mecánica cuántica en un sistema cerrado.
7 Aunque esto no siempre pasa, por ejemplo, se da la
característica de la universalidad de la entropía de Bekenstein. Es decir,
todas las teorías candidatas de gravedad cuántica recuperan el mismo resultado
y no nos permiten discernir una teoría privilegiada.
8 Algunas de las ideas más conocidas en esta
dirección han sido la complementariedad del agujero negro, los muros de fuego,
la teoría holográfica y, recientemente, las islas de entrelazamiento.
9 La escala de Planck representa la escala en la cual
el concepto de espaciotiempo dado por la relatividad general se rompe y sería
la gravedad cuántica la que determinaría la física a partir de aquí.
Referencias:
[1] José M. M.
Senovilla, “Premio Nobel de Física 2020 Hoyos negros y sus misteriosos
interiores”, Revista Española de Física, Vol. 34 N 4 (2020).
[2] Gravity Collaboration, “Detection of orbital motions near the last
stable circular orbit of the massive black hole SgrA*”, Astronomy & Astrophysics. 618
(2018) L10.
[3] The LIGO Scientific Collaboration and the VIRGO Scientific
Collaboration, “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole
Merger”, Phys. Rev. Lett. 116 (2016) 061102.
[4] The Event Horizon Telescope Collaboration, “First M87 Event
Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole”,
Astrophys. J. Lett. 875 (2019), L1.
[5] Carlos Barceló, Stefano Liberati, Matt Visser, “Analogue Gravity”,
Living Rev. Rel. 8 (2005) 12.
[6] J. Steinhauer, “Observation of quantum Hawking radiation and its
entanglement in an analogue black hole. Nature Phys. 12, 959 (2016)”.
[7] Carlos Barceló, “Analogue black-hole horizons”, Nature Phys.
15 (2019) 3, 210-213
Doctora en Física.
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