Mini agujeros negros en el LHC: aprendamos a conocerlos (III)

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22-Sep-2008

Entrevista a Aurélien Barrau (1ª parte)

Como les comentamos en el capítulo anterior, Astroseti continúa explorando el mundo de los mini agujeros negros y analizando los posibles descubrimientos con los que podría gratificarnos el LHC. Aurélien Barrau, laureado con el prestigioso premio Bogoliubov y uno de los mayores especialistas franceses en este campo tan prometedor, responde a las cuestiones de Futura-Sciences sobre la posible creación por el LHC de estas extrañas estructuras. También se tomó el trabajo de volver sobre el asunto de los riesgos de destrucción del planeta, que recientemente ha obtenido un cierto éxito mediático.

Futura-Sciences: ¿Qué le llevó a estudiar la física y la astrofísica de los mini agujeros negros?

Aurélien Barrau: De hecho, todo partió de mis primeros trabajos de investigación referidos a los rayos cósmicos, más precisamente a los rayos gamma de altas energías que podemos observar, por ejemplo, con el telescopio CAT. Naturalmente, a partir de allí me interesé por los rayos cósmicos a ultra-altas energías (RCUHE) que caían sobre la Tierra (extremely high energy cosmic rays o EHECR en inglés), y cuyas energías sobrepasan los 1020 eV. Estas radiaciones, que se pueden observar por ejemplo, con el detector Auger en Argentina, chocan con los núcleos de los átomos en la alta atmósfera y producen allí reacciones un millar de veces más energéticas que las que se realizará en los detectores del LHC.

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No sabemos muy bien cuales son los orígenes exactos de este RCUHE, probablemente los agujeros negros supermasivos en el corazón de las galaxias. No obstante, los trabajos de Stephen Hawking mostraron que los agujeros negros podían evaporarse, emitiendo un flujo de partículas cuyas energías eran muy grandes cuando el tamaño de estos agujeros negros era pequeño. Hablamos entonces de la radiación Hawking.

Tomando en consideración que la mecánica cuántica impone en efecto que los agujeros negros deben comportarse como cuerpos calientes que emiten una radiación de cuerpos negros a una temperatura inversamente proporcional a su masa. Así, deben evaporarse cada vez más rápidamente como lo haría una gota de líquido calentada a temperaturas cada vez más elevadas.

Los agujeros negros de origen estelar actuales, así como los agujeros negros supermasivos, son demasiado fríos para tener esta clase de comportamiento. Incluso absorben la radiación de fondo difuso de origen cosmológico, a 2,7 K. Pero el mismo Stephen Hawking había demostrado a principios de los años 1970, antes de su extraordinario descubrimiento de la evaporación de los agujeros negros, que pequeños agujeros negros podían haberse formado justo al principio de la historia del Universo observable. Algunos incluso podrían estar acabando de evaporarse en nuestros días, y los cálculos muestran que se emite entonces un flash de partículas a ultra-altas energías.

Me embarqué entonces en el estudio de la evaporación de los mini agujeros negros y las posibilidades de observar el fenómeno con los detectores que equipaban a los telescopios en el suelo o en órbita. Pero, de hecho, había inicialmente para mí otra razón para interesarme por estos mini agujeros negros.

F-S: ¿Se trataba de la posibilidad de utilizarlos como sonda cosmológica?

A.B.: ¡Completamente! Resulta que estos mini agujeros negros pueden teóricamente existir con una gama muy amplia de masas, de 10^-5 gramos a un millón de masas solares, repartidas según diferentes poblaciones. Cuanto más pequeños son, más pronto se formaron en el Universo, mientras que reinaban condiciones dadas, de temperatura, presión y de composición del contenido en partículas del Universo primordial. En particular, mini agujeros negros cuyas masas estarían cercanas a la masa de Planck, se habrían formado justo después del célebre tiempo de Planck. Así, conocer el número de mini agujeros negros de una masa dada existente en el cosmos observable es un medio de obtener información sobre los primeros instantes del Universo, más precisamente sobre el espectro de las fluctuaciones de densidad, de la cual depende un modelo de Universo.

¡Sabemos que estas fluctuaciones existieron ya que son responsables de nuestra propia aparición!. Hacen falta en efecto zonas de ligeras sobre densidades de masa al principio de la historia del cosmos para que empiece la condensación de esta materia que desemboque en la formación de las estrellas y de las galaxias. La repartición y las características de las galaxias y de los cúmulos de galaxias en el Universo están en relación directa con la naturaleza de estas fluctuaciones primordiales.

Aurélien Barrau en su oficina del Laboratorio de Física Subatómica y Cosmológica en Grenoble (Francia).
© Aurélien Barrau

De modo complementario y muy potente, la observación de las fluctuaciones de temperatura en la radiación fósil, es también, portadora de informaciones sobre este espectro de las fluctuaciones de las densidades. Podemos así deducir las limitaciones sobre el modelo de Universo en el cual nos encontramos: si posee una constante cosmológica, si sufrió un período de inflación exponencial como en las teorías de Guth y Linde, si su topología es la de una esfera, de un toro o del dodecaedro de Poincaré como propone Jean-Pierre Luminet, etc.

Detectar y estimar la población de mini agujeros negros, de una masa dada, presentes en el Universo actualmente, es pues la tercera ventana para conocer la naturaleza del Universo primitivo. Es importante para asegurar los fundamentos de la cosmología como ciencia al tener diferentes medios de medición y de estimación concernientes a los fenómenos del origen de la estructura y de la evolución del Universo. La cosmología científica actual muestra por otra parte una notable concordancia entre las estimaciones hechas sobre los valores de componentes del Universo como la energía oscura, la materia oscura, obtenidas por varios instrumentos de observación (supernovas, cúmulos de galaxias, etc.).

Para detectar a esta población, hay que conocer con bastante precisión el espectro de partículas emitidas durante los últimos estadios de evaporación de un mini agujero negro. Estudié este problema con otros colegas, entre los que estuvieron Stanislas Alexeyev, Julien Grain y Panagiota Kanti a lo largo de los años.

F-S: Saber lo que pasa en los últimos estadios de la evaporación de un agujero negro es uno de los grandes problemas de la física y se necesita una teoría de la gravitación cuántica para abordarlo. ¿Utilizó la teoría de cuerdas?

A.B.: Sí. La teoría de la gravitación cuántica de bucles podría por supuesto tener algo que decir pero, por el momento, la teoría de las cuerdas es el mejor instrumento del que disponemos para atacar este problema. No obstante, no la utilizamos directamente en nuestros trabajos. Utilizamos una forma extensa de la teoría de la gravitación de Einstein, que se llama la teoría de Lovelock, así como la presencia de un campo escalar que se llama dilatón¹.

De hecho, este tipo de teoría emerge de la teoría de las cuerdas de baja energía cuando la curvatura del espacio-tiempo es grande pero no demasiado próxima a la escala de Planck. Lo mismo que, cuando se acercan a la velocidad de la luz, las ecuaciones de la física clásica deben sufrir correcciones cada vez más importantes dando lugar, por ejemplo, al fenómeno de ralentización del flujo de tiempo. La teoría de las cuerdas predice las correcciones a las ecuaciones de Einstein cuando la intensidad del campo de gravitación, y la curvatura del espacio-tiempo, se vuelven grandes.

En la vecindad del horizonte de un agujero negro estelar, estas correcciones a las ecuaciones de Einstein son absolutamente despreciables pero, cuando se considera un agujero negro acabando de evaporarse y poseyendo pues una masa apenas más grande que la célebre masa de Planck, 10^-5 gramos, los efectos de la gravitación cuántica comienzan a hacerse sentir porque la curvatura del espacio a nivel del horizonte del mini agujero negro es muy grande. El tamaño de tal agujero negro es apenas más grande que la menos famosa longitud de Planck. Ciertas formas de la teoría de las cuerdas implican entonces la presencia en los cálculos de un término llamado de Gauss-Bonnet que entraña una modificación de las ecuaciones de Einstein. Este término cuadrático en curvatura es también esperado en muchas otras aproximaciones independientes de las cuerdas y esto contribuye a dar una fuerte credibilidad este tipo de pasos. Hay que resolver las nuevas ecuaciones, y obtenemos entonces una solución generalizante de la de Schwarzschild que describe un agujero negro. Lógicamente esta solución es llamada un agujero negro de Gauss-Bonnet.

Mientras que obtuvimos este resultado en 2001-2002, resultó que debía existir una masa mínima para tal agujero negro, un poco por encima de la masa de Planck. Un agujero negro evaporándose no debía necesariamente desaparecer completamente y podía existir una "reliquia" estable. Esta posibilidad no era nueva y tiene implicaciones importantes, en particular porque la materia oscura, o por lo menos una fracción de ésta, posiblemente esté constituida de mini agujeros negros de Gauss-Bonnet fósiles, producidos en el momento del Big Bang. Estas reliquias son unos efectos de pura "gravedad cuántica" (o extendida): no son esperadas en la relatividad general usual. Tienen también algo que decir sobre la célebre paradoja de la información de los agujeros negros. Si, en efecto, los agujeros negros se evaporan completamente siguiendo la ley de Hawking, necesariamente violarían la unitariedad de la mecánica cuántica que es uno de los teoremas más fundamentales de nuestra física …

F-S: ¿Es más o menos en ese momento (2001-2002), que aparecieron los trabajos de Steven Giddings y Savas Dimopoulos sobre la posibilidad crear agujeros negros en el LHC?

A.B.: Absolutamente, y esto abrió posibilidades extraordinarias, como la de observar en laboratorio los efectos de la gravitación cuántica que debían estar presentes en el momento del "nacimiento" del Universo observable. Esos trabajos son unas consecuencias directas de las ideas de Roger Penrose y Tom Banks por un lado y Nima Arkani-Ahmed, Savas Dimopoulos y Gia Dvali por el otro, sin olvidar a Lisa Randall y a Raman Sundrum.

Los modelos llamados RS y ADD descansan en la existencia de dimensiones espaciales suplementarias y permiten resolver simplemente el problema de la jerarquía de masas. No comprendemos bien por qué el bosón de Higgs, responsable del valor de las masas de las partículas según el modelo estándar, tiene una masa del orden de la centena de GeV mientras que la escala de gravitación cuántica debería ser de 1019 GeV. Entonces, según toda verosimilitud, es ella la que determina de forma fundamental la masa de Higgs. Una de las soluciones encontradas por estos investigadores es que la masa de Planck es mucho más baja de hecho que lo que creemos. Si esta masa es algunos millares de GeV solamente, entonces el problema de la jerarquía desaparece naturalmente.

El corolario inmediato es que no es necesario tener un acelerador del diámetro de la galaxia para realizar experimentos relativos a la gravitación cuántica, ciertamente esto está al alcance de la mano con el LHC. En particular, se vuelve posible producir directamente mini agujeros negros, apenas más pesados que la masa de Planck y estudiar lo que pasa, cómo se evaporan y, por supuesto, si esta evaporación es completa o no.

Es por eso que mis colegas y yo rehicimos nuestros cálculos de evaporación de los mini agujeros negros de Gauss-Bonnet en el marco de estas teorías con dimensiones espaciales suplementarias.

Para saber más:

1- En física teórica, el dilatón designaba el origen de un campo escalar teórico (como el fotón refiere un campo electromagnético), que aparece en la teoría de Kaluza-Klein, como el compuesto g55 del tensor métrico donde "5" es la dirección circular adicional, y obedece a una ecuación ondular no homogénea, generalizando la ecuación de Klein-Gordon, con un campo electromagnético muy fuerte.

Además, en la teoría de cuerdas, el dilatón es una partícula de un campo escalar f que puede ser visto como el rastro del gravitón; un campo escalar (según la ecuación Klein-Gordon) que viene siempre con la gravedad. Aunque la teoría de cuerdas incorpora naturalmente la teoría Kaluza-Klein, la teoría de cuerdas perturbadora, tales como la teoría de cuerdas de tipo I, la teoría de cuerdas de tipo II y la teoría de cuerdas heteróticas, ya contienen el dilaton en el número máximo de 10 dimensiones. Por otra parte, la teoría M en 11 dimensiones no incluye al dilatón en su espectro.

Crédito de las imágenes (para toda la serie): Futura-Sciences. AIP. CERN. TASI. Matthew J. Lee. Richard Harris, NPR. Aurélien Barrau.

Agradecimientos (para toda la serie): Wikipedia. IIEH. Eduardo J. Carletti.