El blog de Antares

El pasado octubre, astrónomos de la Universidad de Hawái detectaban un objeto, probablemente un asteroide, mientras se alejaba del Sol. Por su órbita hiperbólica, se dieron cuenta de que se trataba de un cuerpo llegado de fuera del Sistema Solar, nuestro primer «visitante interestelar». Rápidamente, telescopios de todo el mundo apuntaron al «intruso» para poder saber más sobre su procedencia y composición. Un mes después, los astrónomos ya tienen su retrato y le han puesto nombre: Oumuamua («mensajero de lejos que llega primero», en hawaiano).

Los telescopios WIYN en el Observatorio Nacional Kitt Peak y el Óptico Nórdico en Las Palmas tomaron imágenes del objeto, denominado 1I /2017 U1 por la Unión Astronómica Internacional (IAU), durante cinco noches. A pesar de proceder de otro lugar de la galaxia, el «extranjero» resultó bastante familiar a los científicos. Su tamaño, rotación y color eran similares a los de asteroides en nuestro Sistema Solar.

«Con una forma tan alargada, U1 probablemente necesite una pequeña fuerza cohesiva para mantenerse unido. Pero eso no es realmente inusual», señala Jayadev Rajagopal, del Observatorio Nacional de Astronomía Óptica. «Lo más notable de U1 es, a excepción de su forma, que es familiar y físicamente nada especial», subraya.

Oumuamua hizo su recorrido más cercano al Sol el 9 de septiembre. Después dio un giro brusco, pasando bajo la órbita de la Tierra el 14 de octubre a una distancia de unos 24 millones de km, aproximadamente 60 veces la distancia a la Luna. Después, volvió a dispararse hacia el sistema solar exterior a 44 km por segundo.

Nuestra propia historia

Los astrónomos reconocen en U1 un posible primo cercano de los asteroides y cometas que se cree que fueron lanzados desde nuestro propio Sistema Solar en sus orígenes. Cuando los planetas gigantes se formaron, empujaron los asteroides y los cometas sobrantes en órbitas cada vez más excéntricas. Algunos asteroides y cometas impactaron en los planetas interiores dejando cráteres. Se cree que otros fueron expulsados del Sistema Solar por completo.

Las superficies marcadas con viruela del Sistema Solar interior ayudan a verificar esta historia. Sin embargo, no ha habido evidencia directa hasta la fecha de que los cometas y asteroides fueran expulsados del Sistema Solar. Si los planetas se forman alrededor de otras estrellas de la misma manera que en nuestro Sistema Solar, muchos objetos del tamaño de U1 también habrían sido expulsados en el proceso. «U1 puede proporcionar la primera evidencia directa de que los sistemas planetarios alrededor de otras estrellas expulsaron objetos a medida que se formaron», concluye Rajagopal.

¿Hay otros por ahí?

Aunque nunca volveremos a ver a Oumuamua después de que abandone el Sistema Solar, los astrónomos esperan poder estudiar otros intrusos interestelares. Ahora que se cree que la mayoría de las estrellas albergan sistemas planetarios, los cuerpos eyectados deberían ser comunes en la galaxia.

Esa perspectiva sugiere que nuestro Sistema Solar puede, de hecho, estar inundado de intrusos interestelares que pasan sin ser detectados. Los autores estiman que, según las propiedades de U1, hay aproximadamente 10.000 objetos del mismo tamaño más cercanos al Sol que Neptuno en un momento dado. «Cada uno recorre el Sistema Solar en aproximadamente 10 años», dice Jewitt, «y cada 10 años más o menos, tenemos un grupo completamente nuevo de estos objetos, algunos de los cuales podemos esperar ver».

Futuros rastreos diseñados para detectar objetos en movimiento probablemente descubrirán más de estos «visitantes», dando a los astrónomos más oportunidades para estudiar objetos de más allá del Sistema Solar.

Un nuevo objeto, un nuevo nombre 

Cuando el «intruso» fue descubierto a 30 millones de km de la Tierra, los astrónomos lo clasificaron inicialmente como un cometa (C / 2017 U1) y más tarde como un asteroide (A / 2017 U1). Sin embargo, otras observaciones indicaron que debido a su órbita hiperbólica y su alta excentricidad, el objeto nunca estuvo ligado gravitacionalmente al Sistema Solar. Era algo nunca visto, un «asteroide interestelar». Como el nuevo objeto no encajaba en ninguno de los esquemas de designación existentes de la IAU, era necesario definir uno nuevo. De esta forma se adoptó un esquema de designación similar al utilizado para cometas y asteroides (que se caracteriza por las letras «C» y «A» respectivamente), utilizando la letra «I» que significa «interestelar». El Comité Ejecutivo de la IAU aprobó la propuesta en menos de 24 horas y el nuevo objeto ahora se conoce oficialmente como 1I / 2017 U1. Además de la designación técnica, el nuevo objeto también ha sido bautizado como Oumuamua, que en hawaiano significa «mensajero de lejos que llega primero», lo que refleja bastante apropiadamente la naturaleza del objeto y su descubrimiento.

La naturaleza de la velocidad de la luz ha sido objeto de debate a lo largo del desarrolo del pensamiento y de la Historia del mundo. Ya en la antigua Grecia, los filósofos discutían sobre este fenómeno sin hallar una respuesta a su pregunta. Desde los griegos a los egipcios, y pasando por los pensadores del Islam, hasta llegar a la filosofía occidental moderna: todos cuestionaron su naturaleza, y algunos lo hicieron con mayor acierto que otros.

Hoy el mundo conoce que la luz no es infinita ni instantánea, aunque no siempre se creyó que fuera así. Aristóteles, entre otros, apuntó que esas dos eran las características que distinguían a la velocidad de la luz porque cualquier otra teoría sería demasiada «tensión» para el sistema de creencias del ser humano, lo que haría imposible creer en ella.
Descartes y la teoría corpuscular

Siglos después, la proposición de Aristóteles fue negada por René Descartes, para quien la luz solo podría ser infinita puesto que, en el caso contrario, todo su sistema de creencias y sus teorías filosóficas serían erróneas. El filósofo francés defendió lo que se denomina como la teoría corpuscular, que enunciaba que la luz estaba compuesta por corpúsculos que viajaban a velocidad infinita. Descartes sostenía que, en el caso de que la velocidad de la luz fuese finita, la Tierra, el Sol y la Luna estarían desalineadas durante un eclipse, algo que los científicos de la época no habían observado. De hecho, Descartes estaba convencido de que si la velocidad de la luz era finita, todo su sistema de filosofía quedaría refutado.

Tal fue su oposición a creer que la luz fuera finita que Descartes se opuso, radicalmente, al experimento con el que Galileo quiso acercarse a este fenómeno en 1638. El filósofo francés tildó de superflúa la prueba del italiano que aspiraba a descubrir con qué rapidez se mueve la radiación radiomagnética que percibe el ojo humano. Una prueba que fracasó aunque el científico colocó a todo su equipo en la montaña y fue variando la distancia entre ellos para ver si, con una linterna hacia el cielo, eran capaces de medir el paso de la luz.

Galileo fracasó y no fue capaz de descifrar un enigma que no dejó de intrigar a los científicos hasta que, en el año 1676, un astrómono danés llamado Ole Christensen Rømer (1644-1710) descubrió la clave para resolver las grandes preguntas de la velocidad de la luz.

Júpiter, la clave

La noche de tal día como hoy, 7 de diciembre, hace 340 años, Rømer, que realizaba de forma regular observaciones a Júpiter y sus satélites –precisamente cuatro de ellos los descubrió Galileo– con su telescopio, reparó en un detalle que hasta entonces no había percibido: que cuanto más lejos estaba la Tierra del quinto planeta del sistema solar, más retrasados se percibían los eclipses de las lunas de Júpiter.

Esa diferencia en el tiempo no era otra cosa que la velocidad de la luz, que se podía cuantificar si se medía el tiempo de más que tardaba en vislumbar la luz de los eclipses desde la Tierra. Así, Ole Rømer continuó con sus observaciones y seis meses después ese «tiempo extra» disminuyó debido a que Júpiter y la Tierra se acercaban. Por este motivo, y a raíz de sus contemplaciones, Rømer estimó el dato en 220.000 kilómetros por segundo. Una cifra errónea que, con el paso del tiempo, se ha corregido. En la actualidad, la velocidad de la luz equivale a 299.792,458 kilómetros por segundo.

ABC

Lo acertado de un término científico puede ser determinante tanto para animar una investigación como para divulgar el concepto que encierra. Éste parece haber sido el caso de “agujero negro”, una de las expresiones que mejor responde a una idea intuitiva y de las más populares en Astrofísica.

Si concentramos una masa muy grande en un espacio muy pequeño tenemos como resultado un agujero negro. “Negro”, porque su fuerza de atracción es tan intensa que no deja escapar la luz de sus dominios, y “agujero”, porque todo lo que podría emitirse hacia el exterior vuelve a caer sobre él.

Ni qué decir tiene que los agujeros negros han sido el tema por excelencia de todo un género literario y también cinematográfico: caer en un agujero negro es uno de los horrores mejor descritos de la ciencia ficción. Es también un juego de magia en el Cosmos. Alguien que pudiera sobrevivir en un agujero negro podría emerger en otro lugar del espacio y en otro momento del tiempo. Incluso se ha especulado sobre la posibilidad teórica de que los agujeros negros puedan suministrar energía a una civilización futura de ámbito galáctico.

El lenguaje de la astronomía tiene un valor metafórico innegable y su construcción ha sido un proceso histórico y cultural que continúa en la actualidad, donde conviven los mitos greco-latinos con la teoría del Big Bang. Ejemplo de ello es la iniciativa de la Unión Astronómica Internacional (UAI) que, recientemente, ha puesto en marcha un concurso mundial con el objetivo de nombrar a 20 nuevos sistemas planetarios descubiertos en los últimos años. La propuesta española es llamar Cervantes a la estrella m Arae, y Quijote, Rocinante, Sancho y Dulcinea, a los planetas que orbitan a su alrededor.

Black hole, de donde deriva nuestro “agujero negro” (hoyo negro en otros países hispanoamericanos), también tiene su historia. Fue acuñado, o al menos puesto en circulación, como término científico en 1967 por el físico teórico John Archibald Wheeler para sustituir otras opciones, como las estrellas oscuras de Michell, las singularidades esféricas de Schwarzschild, las estrellas congeladas de la Unión Soviética y las estrellas colapsadas de los físicos de Occidente.

Inicialmente, el término agujero negro podría proceder de la expresión homónima referida a las prisiones militares en general y que describe Edgar Allan Poe en uno de sus cuentos (El Pozo y el Péndulo). Según el Diccionario de Oxford, esta expresión se popularizó a raíz del horrible episodio ocurrido en 1756, en los cuarteles de Fort William de Calcuta, en la India: 146 europeos fueron arrojados a estas peculiares celdas de castigo, de los cuales sólo 23 sobrevivieron a la mañana siguiente.

Los agujeros negros han sido objeto de continuas especulaciones. Fueron intuidos por primera vez a finales del siglo XVIII. El astrónomo inglés John Michell y el físico francés Pierre-Simon Marqués de Laplace sugirieron casi simultáneamente la idea de que si se combinara una gran masa y un radio pequeño sería posible obtener un cuerpo del cual la luz no podría escapar.

Dado que la velocidad de escape (la necesaria para vencer la atracción gravitatoria de cualquier astro) es proporcional a la raíz cuadrada de la masa de la estrella dividida por su radio, Michell argumentó que, cuanto más pequeña fuera el radio de una estrella, mayor sería esa velocidad. Según él, existiría un radio crítico para el que la velocidad de escape igualaría a la velocidad de la luz. Por debajo de este valor, la estrella sería tan compacta que la luz, afectada por la gravedad, no podría escapar.

Michell informó de su predicción acerca de la posible existencia de las estrellas oscuras a la Royal Society de Londres en 1783. El Universo podría contener un número enorme de tales estrellas oscuras, cada una de ellas en el interior de su propio radio crítico e invisible desde la Tierra al quedar atrapada la luz emitida desde su superficie.

En un artículo de 1939, y para negar precisamente la existencia de los agujeros negros, que aún no se llamaban así, Albert Einstein usó el término singularidades de Schwarzschild (otro astrónomo alemán que teorizó sobre ellos). De este modo, también negaba su propio legado intelectual pues estos objetos se predicen en la teoría de la Relatividad General.

Agujero negro vino a sustituir otras expresiones que los astrónomos utilizaron antes de 1968 para referirse al objeto creado del colapso o implosión estelar. Justo en la década anterior, como cuenta el físico teórico Kip Thorne en su libro Agujeros negros y tiempo curvo. El escandaloso legado de Einstein, los físicos soviéticos utilizaron estrella congelada, en el sentido de paralizada en el tiempo, como su traducción en inglés frozen star. Al quedar la luz atrapada por la gravedad, la implosión del astro, si pudiera verse desde tierra, parecería durar eternamente fuera del radio crítico.

La astronomía occidental, como si tratara de diferenciarse ideológicamente, optaba por otra terminología. El énfasis se ponía en el punto de vista de la persona que se mueve hacia adentro sobre la superficie de la estrella en implosión, a través del horizonte y hacia la verdadera singularidad. De ahí estrella colapsada, donde la física cuántica y la curvatura espacio-temporal se unirían.

Sin embargo, ninguna de estas opciones satisfacía a los astrónomos, hasta que Wheeler, cansado de estrella completamente colapsada gravitatoriamente, utilizó el término black hole. Y lo hizo –cuenta Thorne- como si ningún otro nombre hubiese existido nunca y todo el mundo estuviese ya de acuerdo en su uso. Lo ensayó en una conferencia sobre púlsares en Nueva York a finales de otoño de 1967 y luego en una charla en diciembre de ese año titulada “Nuestro Universo, lo conocido y lo desconocido”. No apareció escrito hasta 1968 con la publicación de un artículo en American Scientist donde Wheeler dice: “La luz y las partículas del exterior que emergen y caen al agujero negro sólo vienen a contribuir a su masa y a su atracción gravitatoria”. Al creativo astrónomo estadounidense le gustaba comparar la estrella en implosión, que llega a desaparecer de nuestra visión, con el gato de Cheshire de Alicia en el País de las Maravillas.

Sobre el término agujero negro existe una aceptación generalizada. Sólo en francés hubo reticencias iniciales por las connotaciones obscenas de la expresión al traducirla a ese idioma (trou noir) y que, aun así, cedieron ante la fuerza y extendido uso del término. Sin embargo, agujero sugiere “ausencia de materia”, lo que contradice el hecho de que los agujeros negros son notorios precisamente por su gran densidad. Junto con el problema del contenido de materia, también el color podría ser una contradicción terminológica de existir la radiación de Hawking. Pero incluso para este físico, el término agujero negro constituyó “un golpe de genio” que garantizó la entrada de estos objetos en la mitología de la ciencia-ficción y estimuló la investigación científica al disponer de un título aceptado por la comunidad científica. El propio Wheeler dice que fue “terminológicamente trivial, pero psicológicamente poderoso”, haciendo que mereciera la pena emplear tiempo y dinero en el estudio de estos objetos. Con los años, el término agujero negro se fue abriendo paso en la literatura científica. Como apunta Kip Thorne, de todas las ideas concebidas por la mente humana, “desde los unicornios y las gárgolas a la bomba de hidrógeno”, la de los agujeros negros quizá sea la más fantástica. Pero la magia de estos objetos cósmicos se pierde en la nomenclatura de los candidatos, pese a disponer de dos nombres, uno el correspondiente a la fuente que emite rayos X –el voraz agujero negro en sí- y otro el de la constelación de su contrapartida óptica. Así tenemos los siguientes nombres de agujeros negros: X1956+350 ó Cyg X-1, X0538-641 ó LMC X-3, A0620-00 ó V616 Mon, GRO J1655-40 ó Nova Sco 94, GS 2023+338 ó V404 Cyg… Este último, cuyo estudio detallado por parte del investigador del Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC) Jorge Casares y sus colaboradores británicos supuso la confirmación en 1992 de la existencia de estos hasta entonces hipotéticos objetos del Universo, vuelve a ser actualidad: tras más de 25 años de inactividad, V404 de la constelación del Cisne está produciendo violentas erupciones de muy alta energía a medida que devora masa de la estrella que lo acompaña, fenómeno que está siendo observado por telescopios espaciales y terrestres de todo el mundo, entre ellos el Gran Telescopio CANARIAS (GTC).

IAC

Posiblemente hayamos oído hablar o leído sobre la materia y la energía oscuras. Ambas juntas suponen nada menos que el 95% de toda la materia y energía contenida en el universo. Nada se conoce aún con precisión de su naturaleza y origen; solo se sabe que están ahí fuera, que existen. Se trata, sin duda, de la parte más oscura, y grande, de la Naturaleza.

Sin embargo, el cosmos guarda o, mejor dicho, guardaba, oscuridades más luminosas. Y es que, aunque parezca sorprendente, todavía en esta época desconocíamos el origen de gran parte de la luz que baña el universo. Se trata de la llamada luz de fondo extragaláctico que, como su nombre indica, no proviene de las galaxias que pueblan el universo, sino de regiones exteriores a las mismas.

Detengámonos un momento para sopesar mejor este hecho. Tal vez hayamos visto fotografías de lejanísimas galaxias tomadas por el telescopio espacial Hubble. Si no, pueden verse en internet en http://hubblesite.org/gallery/album/the_universe. Estas fotos muestran pequeños puntos o minúsculas zonas luminosas, que corresponden a las galaxias. Entre ellas no parece haber nada, solo zonas oscuras. No obstante, estas zonas oscuras también emiten luz que puede detectarse con los modernos instrumentos de los que hoy disponen astrónomos y astrofísicos: es la luz del fondo extragaláctico. ¿De dónde proviene?

Como sucede con todo en ciencia, sea cual sea la disciplina científica, tras la confirmación de una observación, es decir, tras verificar que algo es real, se emiten hipótesis, ideas, para intentar explicar las causas de su existencia. En este caso, dos hipótesis distintas entraron en colisión cósmica, nunca mejor dicho. La primera mantenía que la luz extragaláctica era emitida por galaxias y agujeros negros primordiales. En otras palabras, se trataba de una luz emitida por los ancestros de las galaxias actuales, originados poco después del Big Bang que dio nacimiento al universo. Esta hipótesis venía avalada por el hecho de que la luz extragaláctica fluctúa de unas regiones a otras del universo, es decir, no se trata de un fondo luminoso homogéneo, sino de un fondo irregular, similar al fondo de microondas generado también en el nacimiento del universo, el cual tampoco es homogéneo.

La otra hipótesis alternativa mantenía que la luz extragaláctica podría provenir de estrellas no contenidas en las galaxias, de estrellas solitarias, vagabundas, que podrían poblar el espacio extragaláctico. Estas estrellas habrían sido expulsadas de sus galaxias originales en múltiples colisiones intergalácticas a lo largo de la evolución del universo y estarían tan dispersas y lejanas que no podrían ser detectadas de manera individual. No obstante, serían responsables del halo extragaláctico de luz que puede ser observado con los instrumentos adecuados. Ni que decir tiene que esta hipótesis es también compatible con que la luz de fondo extragaláctico fluctúe en intensidad de unas regiones a otras del universo.

Más luz para la luz

¿Cuál de estas dos hipótesis es correcta? Como también sucede en ciencia, para dirimir entre dos hipótesis incompatibles entre sí es necesario efectuar observaciones más detalladas, iluminar la realidad para verla mejor. En este caso, por ejemplo, resultaba claro que las características finas de la luz extragaláctica, tales como la distribución de sus frecuencias (es decir, su color) y la distribución de la intensidad en el fondo espacial, no iban a ser las mismas si su origen eran antiguas galaxias y agujeros negros, o eran estrellas dispersas. Al igual que podemos distinguir entre la luz de una vela y la de una bombilla LED, es igualmente posible distinguir la fuente de luz extragaláctica analizando en detalle sus características, su color y propiedades.

Para conseguirlo, el Dr. Michel Zencov y colegas suyos (1) en varios centros de investigación en astrofísica y cosmología del mundo, diseñaron un cohete capaz de poner fuera de la atmósfera terrestre, es decir, lejos de posibles contaminaciones lumínicas procedentes de la Tierra, detectores muy sensibles de luz infrarroja, la emitida más abundantemente por las regiones intergalácticas.

Los investigadores recogieron datos en dos vuelos independientes de su cohete y los cotejaron con otros datos recogidos por el telescopio espacial Spitzer de la NASA. Del resultado de sus análisis, publicados recientemente en la revista Science, se desprende que el origen más probable de la luz extragaláctica es la presencia de estrellas vagabundas y dispersas.

¿Cuántas de estas estrellas podría haber en el universo? Los científicos estiman que nada menos que la mitad de todas las estrellas del universo podrían residir fuera de las galaxias. Ahí queda eso. No se olvide de cerrar la boca luego.

La ciencia no deja nunca de sorprendernos una y mil veces. Si hay algo fascinante en el mundo es lo que la ciencia es capaz de revelarnos sobre la Naturaleza y nuestra también sorprendente y fascinante capacidad para comprenderlo, en tanto que seres inteligentes. En mi humilde opinión, hoy un ser humano no está completo si no posee un mínimo de cultura científica, ya que solo conociendo algo de ciencia puede alguien emocionarse ante la enormidad singular del universo, de la vida, y de sus secretos que, poco a poco, vamos desvelando.

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Según la teoría de la gravedad de Einstein en el interior de un agujero negro sólo hay espaciotiempo curvado y una singularidad puntual (un punto con curvatura infinito). Nada más y nada menos. Imagina que una caja con el experimento cuántico del gato de Schrödinger cae dentro de un agujero negro acompañada de un observador. ¿Puede colapsar el estado del gato a vivo o a muerto por el efecto no local de una medida realizada por otro observador fuera del horizonte de sucesos? Sí, según el análisis de este experimento mental publicado en Physical Review Letters por Joseph Polchinski y Donald Marolf, ambos de la Universidad de Santa Barbara, California. Como esto parece imposible, concluyen que esta inconsistencia es una prueba de que el horizonte de sucesos del agujero tiene algún tipo de estructura, un “firewall” que impide que un observador pueda entrar dentro del agujero negro. Por cierto, el término “firewall” es traducido por “cortafuegos” pero para Polchinski y sus colegas significa “wall of fire”, es decir, “muro de fuego”, porque se supone que está acompañado de radiación de muy alta energía que es la que destruye al incauto observador que desea entrar en el agujero negro. Nos lo cuenta Andreas Karch, “What’s Inside a Black Hole’s Horizon?,” Physics 6: 115, 21 Oct 2013. El artículo técnico es Donald Marolf, Joseph Polchinski, “Gauge-Gravity Duality and the Black Hole Interior,” Phys. Rev. Lett. 111: 171301, 21 Oct 2013, arXiv:1307.4706 [hep-th].



Este artículo de Polchinski y otros similares fueron discutidos con profusión en el workshop “Black Holes: Complementarity, Fuzz, or Fire?,” KITP (Kavli Institute for Theoretical Physics), 19-30 Aug 2013. Las transparencias y los vídeos de las charlas están disponibles online (yo los disfruté todos durante agosto y principios de septiembre). Todo el asunto gira en torno a la idea de la complementaridad, la solución estándar al problema de la pérdida de información en los agujeros negros. Muchos físicos se niegan a sacrificar la idea de la complementaridad, pero retenerla lleva a aparentes paradojas, como la existencia de los “firewalls”.

Recomiendo a todos los interesados en entender bien este asunto que lean el libro de Leonard Susskind y James Lindesay, “An introduction to black holes, information and the string theory revolution. The holographic universe,” World Scientific, 2005. Un libro muy bien ilustrado, con ideas claras y que disfrutarán todos los aficionados a la buena divulgación (aunque entender los detalles requiere conocimientos de la físicomatemática de los agujeros negros, se pueden entender las ideas omitiendo las fórmulas matemáticas). Por cierto, yo me he leído este libro dos veces este verano y las he disfrutado ambas (me encanta como describe sus ideas el genial Lenny Susskind). Mi problema es que resumir este libro en una entrada de este blog es muy difícil y que no tengo tiempo de escribir una serie de entradas, lo siento mucho.

La idea de la complementaridad, introducida por Leonard Susskind y varios colegas en 1993, aunque basándose en ideas previas de Gerard ‘t Hooft, afirma que observadores dentro y fuera del horizonte de sucesos pueden tener descripciones equivalentes (complementarias) de la misma física cuántica sin violar el principio de no clonación, porque ningún observador puede estar al mismo tiempo dentro y fuera del horizonte. Por tanto, toda la información cuántica que entra en el agujero negro acaba siendo emitida “entreverada” (scrambled) en la radiación de Hawking sin violar la evolución unitaria del estado cuántico. La radiación de Hawking parece térmica, pero contiene la información cuántica que cayó en el agujero (sobre todo en agujeros negros “viejos” que han superado la edad de Page). El entrevesamiento de la información en la radiación de Hawking es tan grande que impide que un observador externo extraiga la información cuántica que cayó en el agujero negro, pero evita la pérdida de la información cuántica (al menos desde el punto de vista de los experimentos mentales).

La idea AMPS de Polchinski y sus colegas es construir un experimento mental que viola la monogamia del entrelazamiento cuántico y el principio de no clonación del estado cuántico cuando se impone la complementaridad. Su propuesta para impedir que este experimento mental sea ejecutado es que el horizonte de sucesos del agujero negro tiene “pelo” (el “firewall”), que incinera a todo observador incauto que trate de entrar en el agujero negro. Esto son palabras mayores porque significa que se viola el principio de equivalencia de Einstein. Por ello la mayoría de los físicos creemos que los agujeros negros no tienen “pelo” y que el argumento AMPS debe fallar por algún lado. Se han propuesto varias soluciones, pero ninguno de los argumentos convence a Polchinski y sus colegas, que siempre son capaces de encontrar contraargumentos (loopholes) que acaban reforzando sus propias ideas a favor del “firewall”.

El nuevo trabajo de Marolf y Polchinski le da una nueva vuelta de hoja al argumento de los “firewalls” encontrando una contradicción en la cuestión de la independencia entre las medidas cuánticas locales de un observador cayendo en el agujero negro y un observador situado en el exterior. La opinión de la mayoría de los físicos es que las medidas cuánticas de ambos observadores son independientes porque no están conectados de forma causal debido a la presencia del horizonte de sucesos. Si el observador que cae en el agujero negro realiza un experimento tipo gato de Schrödinger, la única manera de colapsar la función de onda para saber si el gato está vivo o muerto es que este observador abra la caja y observe el estado del gato. No hay nada que pueda hacer el observador en el exterior. Sin embargo, Marolf y Polchinski encuentran un argumento basado en la complementaridad que permite que la función de onda del gato colapse mediante una medida cuántica realizada por el observador externo; el estado del gato colapsa a vivo o a muerto por un efecto no local debido a cierta medida realizada fuera del horizonte de sucesos por el observador externo. Sin necesidad de que el observador que cae en el agujero negro abra la puerta de la caja que contiene el gato, el estado del animal cuántico colapsa. Como es obvio, esto no parece razonable. Por ello, según Marolf y Polchinski, si la idea de la complementaridad es intocable, entonces debe ser imposible que un observador entre en el agujero negro y debe existir algo que se lo impida (un ”wall of fire”).

Recomiendo a todos los físicos que deseen entender bien este argumento que se lean el artículo de Marolf y Polchinski, pues explicarlo mejor que ellos es imposible. El artículo se entiende fácil, pero como las palabras que describen el argumento están muy bien elegidas, lo único que podría hacer yo es traducirlas (y no creo que merezca la pena, pues quien pueda entenderlas seguro que sabe inglés).

Una solución bastante curiosa a todos estos problemas es la conjetura ER=EPR de Maldacena y Susskind. Según esta idea todos los estados cuánticos entrelazados están unidos por agujeros de gusano inestables (puentes de Einstein-Rosen). Estos agujeros de gusano conectan los estados del gato de Schrödinger dentro del horizonte de sucesos con las medidas realizadas por el observador externo de tal forma que dan sentido a la influencia no local que colapsa la función de onda del gato. La idea está todavía en un estadio muy primitivo y carece de una formulación matemática rigurosa. Sin embargo, mucha gente ve con buenos ojos que la idea relacione dos artículos científicos que Albert Einstein publicó en 1935. Marolf y Polchinski creen que la conjetura ER=EPR sólo resuelve su paradoja cuando hay una identificación completa entre los estados de ambos observadores conectados por los agujeros de gusano, algo que no forma parte de la idea original de Maldacena y Susskind.

El artículo de Marolf y Polchinski se ha publicado hoy en PRL, pero lleva en ArXiv desde el 25 de julio, por lo que ya hay varios artículos que discuten posibles soluciones que evitan los “firewalls”. Lo más fácil es introducir pequeños cambios en la idea de la complementaridad, pero que no afecten a su uso para resolver la paradoja de la pérdida de información. El gran problema de estas soluciones es que mientras no sepamos qué son los microestados que almacenan la información cuántica dentro de los agujeros negros, la complementaridad carece de una formulación matemática rigurosa. Pero para saberlo lo que son necesitamos una teoría cuántica de la gravedad. Por ello, todo el trabajo que están realizando cientos de físicos teóricos dándole vueltas al argumento de los “firewall” puede ser la mecha que encienda la explosión de ideas que conduzca hacia la gravedad cuántica.

Los experimentos mentales son uno de los pocos caminos que los físicos teóricos pueden utilizar para debatir sus ideas cuando se carece de experimentos que nos permitan escudriñar la realidad. El mensaje de Marolf y Polchinski está claro: si no queremos aceptar la existencia de los “firewalls” hay que aceptar que existe algún tipo de identificación entre los estados cuánticos dentro y fuera del agujero negro más allá de lo que la idea original de la complementaridad en agujeros negros está dispuesta a admitir. Los microestados de los agujeros negros son algo mucho más difícil de imaginar de lo que muchos físicos teóricos están dispuestos a admitir.

 

 

 

Francis (th)E mule Science's News

El tema es la medida la velocidad de los neutrinos y en concreto de las medidas obtenidas por el experimento MINOS en 2007 y 2012. Muchos recordarán la medida obtenida por OPERA en el Laboratorio Nacional de Gran Sasso en septiembre de 2011 que afirmó que los neutrinos muónicos eran superlumínicos. Al final se descubrió la existencia de un error sistemático, cuya corrección permitía salvar todos los datos ya recabados, pero además se logró financiación para realizar nuevos experimentos en Gran Sasso. MINOS (en EEUU) y T2K (Tokai to Kamioka, en Japón) también consiguieron financiación para hacer lo propio. Un resultado overhype (sobrevalorado) permite recabar financiación para investigar en temas muy interesantes.

En mi blog recomiendo leer “No hay mal (para OPERA) que por bien no venga (para MINOS),” 25 Abr 2012, “Con los GPS en el frigorífico para medir la velocidad de los neutrinos en MINOS,” 14 Jun 2012, ” y “MINOS mide la velocidad de los neutrinos muónicos,” 12 Abr 2013. También recomiendo “La medida correcta de la velocidad de los neutrinos de OPERA en 2011 y los nuevos resultados de 2012,” 8 Jun 2012.

Los interesados en artículos técnicos disfrutarán con P. Adamson, “Neutrino Velocity: Results and prospects of experiments at beamlines other than CNGS,” Nuclear Physics B, Proceedings Supplements 235–236: 296–300, Feb–Mar 2013 [free pdf], y P. Adamson et al., “Measurement of the Velocity of the Neutrino with MINOS,” FERMILAB-CONF-12-666-AD, 15 Mar 2012. Además de Floyd W. Stecker, “Constraining Superluminal Electron and Neutrino Velocities using the 2010 Crab Nebula Flare and the IceCube PeV Neutrino Events,” arXiv:1306.6095 [hep-ph], 25 Jun 2013.

Para los interesados en otros artículos citados en el podcast: J. Alspector et al., “Experimental Comparison of Neutrino and Muon Velocities,” Phys. Rev. Lett. 36: 837–840, 1976; MINOS Collaboration, “A Search for Lorentz Invariance and CPT Violation with the MINOS Far Detector,” Phys. Rev. Lett. 105: 151601, 2010, arXiv:1007.2791 [hep-ex]; MINOS Collaboration, “Measurement of neutrino velocity with the MINOS detectors and NuMI neutrino beam,” Phys.Rev. D 76: 072005, 2007, arXiv:0706.0437 [hep-ex].



¿Por qué queremos medir la velocidad de los neutrinos? Porque una medida directa nos permitiría determinar su masa, un parámetro clave en la física de los neutrinos. Para medir la masa de los neutrinos podemos usar experimentos en laboratorio o usar medidas astrofísicas o cosmológicas. El fondo cósmico de microondas nos permite obtener una estimación de la masa combinada de todos los neutrinos, en principio tanto una cota mínima como un cota máxima. Sin embargo, la cota mínima, por ahora, no se ha podido obtener y sigue siendo cero. Para la cota máxima, las medidas del fondo cósmico de microondas publicadas por el telescopio espacial Planck en marzo de 2013 indican un valor de 0,23 eV (una masa combinada unos dos millones de veces más pequeña que la masa del electrón).


Las medidas astrofísicas de la velocidad de los neutrinos se basan en las explosiones de supernovas. En 1987 se observaron 24 neutrinos generados por la supernova SN1987A en los experimentos Kamiokande, IMB y Baksan que se recibieron en un periodo de sólo 30 segundos. Gracias a estos 24 neutrinos se estima que |v/c-1|<2 x 10^−9 para neutrinos con energías entre 10 y 40 GeV en una distancia de 168 000 años luz. Este verano se han publicado nuevos datos utilizando los neutrinos ultraenergéticos, con energía en la escala de los peta-electronvoltio (PeV), observados por Ice Cube. Utilizando la teoría de Cohen y Glashow para la radiación tipo Cherenkov se estima que |v/c-1| ≤ 3,1×10−19. También se ha utilizado los datos del telescopio espacial Fermi de rayos gamma con una energía de unos 80 GeV obtenidos en la dirección de la Nebulosa del Cangrejo, que en teoría están asociados a electrones de alta energía e implican que |v/c-1| ≤ 8×10−17. Por ahora estos valores astrofísicos de la velocidad de los neutrinos son demasiado burdos y no permiten estimar la masa de los neutrinos; por ejemplo, este resultado de Fermi es una cota superior que está a más de 5 órdenes de magnitud por encima del valor esperado y el resulado de Ice Cube está a más de 20 órdenes de magnitud por encima.

Las medidas de la velocidad de los neutrinos en laboratorio empezaron en la década de los 1970. La velocidad de los neutrinos muónicos se midió gracias al haz de neutrinos del Anillo Principal del Fermilab, en una distancia de 900 metros, comparando los tiempos de llegada de neutrinos muónicos y muones producidos por la desintegración de piones y kaones, generados en la colisión de protones contra un blanco de grafito. El valor que se obtuvo es muy malo comparado con los obtenidos con medidas astrofísicas, en concreto |v/c−1| < 4×10−5 para neutrinos con energías entre 30 y 200 GeV.


El experimento MINOS publicó su medida de la velocidad de los neutrinos en el año 2007 y la ha vuelto a publicar con nuevos datos en 2012. Pero antes de comentar su resultado, permíteme resumir como funciona. En este experimento los neutrinos muónicos se generan en el Fermilab, en Batavia, cerca de Chicago, y recorren 734 km hasta la mina de Soudan, donde se encuentra el detector de neutrinos. Los neutrinos se producen a partir de un haz de protones con una energía de 120 GeV que incide en un blanco de grafito. Esta colisión produce mesones (tanto piones como kaones) con una energía entre 5 y 15 GeV que en un pequeño túnel de vacío se desintegran (gracias a la interacción débil, vía un bosón vectorial W) en muones y neutrinos muónicos; la energía promedio de estos neutrinos muónicos es de 3 GeV, que atraviesan el interior de la corteza terrestre recorriendo los 734 km necesarios para alcanzar el detector lejano en la mina de Soudan. En 2007 se utilizó un sistema de medida de tiempos basado basado en relojes atómicos sincronizados y un sistema de GPS. Este sistema era más primitivo que el usado en el experimento OPERA de Gran Sasso. Pero para las medidas realizadas en 2012 se mejoró sustancialmente. El nuevo sistema de medida es incluso mejor que el de OPERA.

Antes de comentar el resultado obtenido conviene recordar el resultado que se espera obtener. Sabemos que los neutrinos muónicos tienen una masa menor de 0,23 eV, con lo que suponiendo una energía de 3 GeV, un cálculo relativista elemental que cualquier estudiante de física puede repetir nos dice que tras recorrer 734 km su tiempo de llegada será unos 2 attosegundos más tarde que si se movieran a la velocidad de la luz en el vacío. He dicho attosegundos, si prefieres nanosegundos, llegarán unos 0,000 000 002 nanosegundos más tarde de lo que llegaría un fotón en el vacío que recorriera la misma distancia. Como es obvio, en la actualidad es imposible medir un tiempo tan corto. En una distancia de 734 km podemos medir tiempos de nanosegundos, pero es imposible medir tiempos de picosegundos, o de femtosegundos y no digamos ya de attosegundos.

Te preguntarás por qué, si es imposible medir la masa de los neutrinos utilizando las medidas de su velocidad, porque el resultado que se puede obtener es mil millones de veces más grande que el valor que predice la teoría, ¿por qué se está tratando de medir la velocidad de los neutrinos? La razón es obvia, medir los tiempos de vuelo de partículas es muy interesante y desarrollar tecnología para hacerlo pasa por lidiar con los casos más difíciles, como el caso de los neutrinos. El experimento de la medida del tiempo de vuelo de los neutrinos se seguirá realizando durante muchas décadas, conforme vaya mejorando la tecnología de GPS y se vaya mejorando la sincronización de relojes atómicos en grandes distancias. Nadie espera que en el siglo XXI se llegue a alcanzar la precisión necesaria para determinar la masa de los neutrinos a partir de estas medidas de tiempos de vuelo. Pero los experimentos se seguirán realizando, la ciencia es así. Por ejemplo, el experimento LAGUNA, que utilizará un haz de neutrinos muónicos producido en el CERN y un detector en la mina de Pyhasälmi en Finlandia, a una distancia de 2300 km. Pasar de 734 km a 2300 km no mejora mucho la precisión, pero además se mejorarán las técnicas de medida y quizás se alcance la precisión de décimas de nanómetros.


Volviendo al experimento MINOS, las medidas de tiempos de vuelo tienen muchas fuentes de error. Por ejemplo, el error introducido porque no sabemos el punto exacto donde se emiten los neutrinos en el tubo de vacío de 675 metros se estima en 100 picosegundos, es decir, 0,1 nanosegundos. O por ejemplo, el error sistemático introducido por el sistema de GPS comercial de sincronización es de unos 21 nanosegundos. En MINOS medir la velocidad de los neutrinos es imposible, pues medir 0,000 000 002 nanosegundos con un dispositivo experimental cuyo error mínimo es de 21 nanosegundos es imposible. Pero, sin embargo, ello no quita que sea muy interesante realizar este experimento y que fuera realizado en dos ocasiones, en 2007 y 2012.

El resultado obtenido por MINOS en 2007 fue que los 473 neutrinos observados llegaron en promedio antes de tiempo con una confianza estadística de 1,8 sigmas (desviaciones estándar), lo que en física de partículas se considera una fluctuación de origen estadístico. El adelanto de estos 473 neutrinos muónicos con energía promedio de 3 GeV fue de 126 nanosegundos, con un error estadísticos de 32 nanosegundos y un error sistemático de 64 nanosegundos, es decir, se obtuvo un valor negativo de 126 ± 70 nanosegundos, cuando se esperaba obtener un valor de 0 ± 70 nanosegundos. Puede parecer que esto demuestra que los neutrinos muónicos son superlumínicos, pero lo cierto es que en 2007 poca gente se enteró de este resultado porque los propios investigadores de MINOS afirmaron que se trataba de una fluctuación estadística y que era necesario mejorar el sistema de sincronización mediante GPS para obtener un resultado más fiable. El experimento OPERA decidió medir la velocidad de los neutrinos gracias al impulso de MINOS y a que estimaban que podrían contar más de 15.000 neutrinos (en lugar de menos de 500), lo que les permitiría reducir los errores estadísticos.


Pero el sistema de medida de tiempos de vuelo de los neutrinos en MINOS fue mejorado muchísimo gracias al impulso de OPERA y la medida se repitió en 2012. Para el nuevo resultado se utilizaron dos técnicas de análisis, con lo que se presentaron dos resultados. Por un lado se obtuvo un adelanto de los neutrinos respecto a la velocidad de la luz en el vacío de 18 nanosegundos con un error estadístico de 11 nanosegundos y un error sistemático de 29 nanosegundos, es decir, se obtuvo un valor negativo de 18 ± 31 nanosegundos, cuando el resultado esperado según la teoría sería de 0 ± 31. En realidad cualquier número positivo o negativo menor de 31 con un error de 31 es compatible con cero, es decir, con que los neutrinos no son superlumínicos. Pero MINOS también obtuvo otro valor diferente utilizando otra técnica de análisis de los mismos datos. En concreto 11 nanosegundos con un error estadístico de 11 nanosegundos y el mismo error sistemático de 29 nanosegundos, es decir, un valor de 11 ± 31 nanosegundos. De nuevo un valor compatible con la teoría. Repito, aunque resulte pesado, lo ideal sería obtener 0 ± 31, pero en la práctica se podía haber obtenido cualquier número positivo o negativo menor de 31, ya que así lo permite el error total de 31. Matar moscas a cañonazos es imposible. Medir un retraso de 0,000 000 002 nanosegundos con un dispositivo experimental cuyo error es de 31 nanosegundos es imposible.

 

 

 

 

Hay señales de la existencia de física no descrita por el modelo estándar que son muy obvias (como la energía oscura y la materia oscura) y otras que son muy sutiles, como la anomalía en el momento magnético anómalo del muón (g-2)μ. Las medidas experimentales muestran una desviación a 3,6 σ respecto a la predicción del modelo estándar, aunque el error experimental de 0,5 ppm (partes por millón) es similar al error teórico (que para las correcciones hadrónicas es de 0,45 ppm). Hay varios experimentos que pretenden reducir el error experimental y varios grupos de teóricos que pretenden reducir el error en el cálculo de las contribuciones hadrónicas. Yo destacaría el nuevo experimento E989 en el Fermilab para la medida de g-2 (ya hablé de su posible transporte en helicóptero en 2013, que al final ha sido cancelado), que empezará a tomar datos en 2016 y alcanzará un error de 0,14 ppm (lo que verificará la anomalía entre teoría y experimento con entre 5 y 9 σ, caso de que persista). Nos lo ha contado Mark Lancaster (University College London, On Behalf of E989 Collaboration), “The New Muon g-2 Experiment,” Photon-2013, Paris 20-24 May 2013 [slides].

La figura que abre esta entrada es la nueva medida experimental de (g-2) obtenida por el detector KLOE en el colisionador electrón contra positrón DAFNE, que nos ha contado A. Passeri (on behalf KLOE collaboration), “Measurement of the hadronic cross sections at KLOE with ISR and their impact to the muon anomaly and U-boson search,” Photon-2013, Paris 20-24 May 2013 [slides].


Los cálculos hadrónicos son difíciles, como nos cuentan Zhiqing Zhang (LAL, Orsay), “Review of Recent Leading-Order Hadronic Vacuum Polarization Calculation,” Photon 2013, 22 May [slides]; Vladyslav Pauk, “Gamma-gamma sum rules and their implication on the hadronic LbL contribution to (g-2)μ,” Photon 2013, 22 May [slides]; Arkady Vainshtein, “Hadronic Light-by-Light Scattering in the Muon Anomalous Magnetic Moment,” Photon 2013, 22 May [slides].


¿Podría ocurrir que la anomalía entre el valor experimental y el valor teórico sea debida al cálculo de las contribuciones hadrónicas? Mucha gente así lo cree. De hecho, un nuevo cálculo teórico, aún en curso, apunta a su reducción a sólo 2,4 σ, como nos cuenta H. Spiesberger, “Muon g-2 and QCD Sum Rules,” Photon 2013, 22 May [slides]. Habrá que estar al tanto de estos progresos teóricos. ¿Cuándo seremos capaces de obtener una precisión en QCD a baja energía similar a la que se obtiene en QED? Quizás sea una utopía pensar que algún día podremos calcular el momento magnético anómalo del muón con precisión similar al del electrón (g-2) = 0,002 319 304 361 46 ± 0.000 000 000 000 56, valor obtenido con la QED a quinto orden (NNNNLO) por T. Kinoshita y sus colegas.


Por cierto, quizás te preguntes qué es el momento magnético anómalo del muón. Permíteme una discusión breve. Una carga eléctrica en un campo magnético siente una fuerza que es proporcional a una magnitud llamada momento magnético. Los niveles atómicos de los electrones en un átomo inmerso en un campo magnético se desdoblan por efecto Zeeman. Este desdoblamiento depende del momento magnético del electrón, que tiene dos componentes, una proporcional el momento angular orbital (con constante de proporcionalidad g=1) y otra proporcional al momento de espín (con constante de proporcionalidad g=2). El vacío en electrodinámica cuántica (QED) introduce correcciones radiativas en el momento magnético de espín del electrón, resultando un valor de (g-2) diferente de cero, lo que se denomina momento magnético anómalo (normalmente se calcula el valor de la constante a = (g-2)/2). La constante adimensional (g-2) determina el valor del momento magnético para cualquier leptón (electrón, muón y leptón tau). La predicción teórica en QED es una función de la constante de estructura fina <α y de los cocientes entre las masas de los tres leptones.

Para el electrón la predicción de la QED da un resultado con un error de 0,3 ppb (partes por mil millones) más preciso que el medido en los experimentos (unos 0,7 ppb). Sin embargo, para el muón el cálculo teórico es más complicado porque es necesario incluir en los loops de las correcciones radiativas los efectos electrodébiles (EW) debidos a los bosones W, Z y Higgs, y los efectos hadrónicos (QCD) debidos a los quarks u (arriba), d (abajo) y s (extraño), los que tienen una masa menor que el muón. El error teórico para las correcciones QED es de 0,3 ppb, enorme comparado con el error experimental de unos 0,5 ppm (partes por millón). Para las correcciones EW el error teórico es de 0,01 ppm, también muy inferior al experimental. Pero las correcciones hadrónicas son muy difíciles de calcular (de hecho ni siquiera conocemos el valor exacto de la masa de los quarks) y el error teórico es de 0,42 ppm, un error comparable el del resultado experimental (unos 0,5 ppm).

 

Francis (th)E mule Science's News