Cartafol: Primordial Black Microtrous

Os buracos negros son a última etapa do colapso gravitacional do material. Son estrañas áreas de espazo-tempo que nada parece ser capaz de escapar. Cando as reaccións termonucleares no centro dunha estrela suficientemente masiva cesan por falta de combustible, o corazón colapsa brutalmente por si mesmo mentres que o sobre explota en supernova. Nada pode deter o proceso: un buraco negro estelar está a piques de nacer.

Hai outros tipos de buracos negros, millóns ou miles de millóns de veces enormes, que se esconden no centro das galaxias e están á orixe dos procesos máis enerxía do universo. O corazón da Vía Láctea, por exemplo, alberga un buraco negro cuxa masa estímase entre dous e catro millóns de veces o do sol. Tales monstros probablemente resulten da acreción gradual do material circundante ou a fusión de buracos negros inicialmente nacidos da morte de estrelas masivas. Estas estrelas xa non son obxectos exóticos, pero son parte integrante do bestiario celestial da astronomía moderna.

Isto di que os buracos negros descenden dunha estrela? Quizais non. Outros tipos de buracos negros poderían ter formado directamente, por un simple colapso gravitacional do ambiente ultra-denso, durante os primeiros momentos do universo, sen pasar polo estadio estelar: os buracos negros primordiais.

hipotético obxectos, os buracos negros primordiais son no cruzamento da infinitamente grande eo infinitamente pequeno: mecánica cuántica e relatividade xeral, cosmoloxía e física de partículas, gravitación ea termodinámica, son á vez necesario para aprehender a eles. Os experimentos de laboratorio e as observacións astronómicas se complementan no intento de identificar estes pequenos buracos negros, que constitúen unha sonda privilexiada do universo primordial, a gravitación cuántica, a colapso gravitacional ou a física das altas enerxías. Comprender os procesos de formación e avaliar o seu número sería un camiño privilexiado de acceso aos primeiros momentos que seguiron ao Big Bang e medirían parámetros inaccesibles.

A historia dos buracos negros primordiais comeza en 1967, no corazón dunha década moi rica para a astrofísica teórica, cando o físico soviético Yakov Zeldovich imaxinou que pequenos buracos negros puideron formar no universo primordial, Xusto despois do Big Bang. Segundo el, a moi alta densidade que reinou entón era favorable á aparición de tales obxectos cosmológicos. Unha rexión de espazo con sobrediores suficientes era susceptible de colapsar baixo o efecto da súa propia gravidade para formar un buraco negro sen a existencia de ningunha estrela. O tamaño destes chamados buracos negros primordiais está limitado por causalidade: nos primeiros momentos dos cosmos, os puntos moi distantes non tiñan tempo para interactuar e, un fortiori, para colapso. Así, un buraco negro formouse uns 10-21 segundos despois de que o Big Bang tería un raio de apenas unha billón de milímetro e unha masa máxima da orde de 1014 quilogramos (equivalente á dunha bola de conducir de cerca tres quilómetros de radio ). Un “peso plume” en relación aos buracos negros estelares convencionais, da orde dalgunhas masas solares.

Non tan buracos negros

O feito de que os buracos negros de masa moi baixa poidan existir incentivos ao físico Stephen Hawking para estar interesado nas súas propiedades cuánticas. Sorpresas non eran máis pequenas! En 1972, Jacob Bekenstein acababa de suxerir que os buracos negros teñen unha entropía, é dicir, contido de información, proporcional á área do seu horizonte (a fronteira máis aló da que a luz non pode escapar da súa influencia gravitatoria). Máis espectacular de novo foi o descubrimento que, ao contrario da intuición, evaporan buratos negros! O mecanismo, proposto por S. Hawking, conxugado mecánico cuántico e gravitación. No baleiro cuántico, os pares de partículas e antipartículas están constantemente creados e inexistentes case inmediatamente. Non obstante, se esta creación ten lugar moi preto do horizonte dun buraco negro, as dúas partículas estarán separadas polo considerable gradiente do campo gravitacional, que se mergullaba no buraco negro e ao outro escapar cara ao exterior. Noutras palabras, un buraco negro non é bastante negro: irradia partículas!

O descubrimento desta radiación iluminou o problema da entropía introducido por J. Bekenstein: a entropía asociada ao calor, a si mesma asociada á radiación, é natural que os buracos negros, que tamén teñen entropía, tamén ter unha temperatura non cero e irradiar un fluxo térmico.

As propiedades da temperatura dos buracos negros son, con todo, singular. Paradójicamente, a temperatura aumenta a medida que o buraco negro perde da masa e, polo tanto, a enerxía. Ademais, a temperatura (e a radiación) é case cero por un buraco negro estelar ou máis sólido, mentres que pode alcanzar o valor máis alto posible – a temperatura de Planck, é dicir, 1032 kelvins – por un buraco negro da masa dun po! Finalmente, a ecuación elegante que define a temperatura, T = HC3 / 8π KGM, que combina todas as constantes fundamentais da física (C, a velocidade da luz, a H, a constante de Planck, G, a constante de gravitación e a constante de Boltzman), Testemuñando que a radiación de Hawking é un fenómeno na intersección de todas as ramas da física.

Este descubrimento abriu o camiño para un novo campo, a termodinámica dos buracos negros. Ela tamén levou a destacar outro enigma: que pasa con información? Se a radiación emitiu perde, como supoñemos que Hawking, calquera recordo dos obxectos que participaron na formación e crecemento do buraco negro, a información que usan parecen irremediablemente perdidos. Tal situación contradiga os principios fundamentais da mecánica cuántica! A teoría das cordas e a gravidade cuántica con loops, as dúas pistas máis prometedoras para reconciliar a relatividade xeral e a mecánica cuántica, permiten resolver estas contradicións e dar significado á información “escondida”. O estudo de Microtrous Negro pode poñelos á proba e, sobre todo, establecer fitos nesta busca pola teoría unificada.

O máis masivo evapora hoxe

pero como observalas? Mentres os buracos negros enormes poden ser detectados pola influencia gravitacional que exercen sobre o seu barrio, para destacar o microtro negro, ten que aproveitar o feito de que non son precisamente … Not Black! No noso tempo, aínda podían evaporarse algúns buracos negros primordiais. A radiación de Hawking é realmente todo máis intenso que os buracos negros son lixeiros. Se leva un pouco máis que a idade do universo a un buraco negro da masa dunha montaña para desaparecer por completo, só uns segundos son suficientes para un buraco negro tan lixeiro como un pequeno outeiro para desaparecer. Non se completaría a evaporación dun buraco negro primordial dunha masa inicial de preto de 100 mil millóns de quilogramos. Polo tanto, podería detectarse.

A interacción do buraco negro cos pares de partículas e antipartículas que aparecen nas proximidades do seu horizonte é esencialmente gravitacional, tanto a antimateria como a materia deben emitirse en media por radiación Hawking. A emisión dunha pequena cantidade de materia por un buraco negro iría completamente desapercibida, pero alternativamente pola mesma cantidade de antimateria. Como é realmente moi raro na galaxia, unha sobreabundancia, incluso mínima, sería facilmente destacada.

Na década de 1980, Jane MacGibbon, da Universidade de Cambridge, conseguiu modelar o espectro de emisión característico e para prever con seguridade a produción de protóns e antiprótons polos buracos negros primordiais. Agora os antiprotóns son poucos entre os raios cósmicos que crisscross o espazo interestelar: como máximo un para 10.000 protóns. A existencia dunha baixa poboación de buracos negros primordiais sería suficiente para superar este límite de observación. É, polo tanto, unha ferramenta de detección moi sensible.

Con todo, para caracterizar o ruído de fondo – antiprotóns que emanan a partir de procesos máis “clásicos”. Isto só é posible desde hai pouco, xa que isto require unha comprensión detallada da dinámica galáctica, o modelo de procesamento de física nuclear complexo e, sobre todo, moitos datos experimentais que só se lograron recentemente.

Varios detectores de raios cósmicos examinar ámbito da enerxía relevantes para estudar este fenómeno (da orde de gigaelectronvolt), en particular, os detectores de globo como Bess ou observatorios espaciais como AMS.

Con todo, aínda non se destacou ningunha sobrecarga de antimateria. A densidade dos buracos negros primordiais, se existen, é, polo tanto, necesariamente derisory: non pode exceder uns poucos billóns da masa total do universo. A contribución de calquera outra forma de materia foi restrinxida tan forte ata o momento.

restricións a flutuacións de moi pequena escala

Estes resultados, para o momento negativo, con todo son moi interesantes. Eles traen información importante sobre as condicións reinando nos primeiros momentos do universo.Aínda que, de feito, non houbo buracos negros primordiais, a súa mera ausencia xa trae, por si só, unha restricción forte e sen precedentes sobre as flutuacións no universo primordial.

Estas flutuacións desempeñan un papel central na comprensión da historia do universo. É deles que probablemente estean desenvolvidos as galaxias que hoxe estrutura o cosmos ea súa orixe deriva dos procesos cuánticos que debían prevalecer nos primeiros momentos.

Os observables convencionais de cosmoloxía, como o microondas (fósil da primeira luz emitida no universo) ou as grandes estruturas (distribución de clusters de Galaxia) informámonos sobre as flutuacións a escalas espaciais importantes (uns minutos de arco a varios graos).

Os buracos negros primordiais representan unha sonda complementaria, en escalas ata 1050 veces menor. Os teóricos de gravidade demostraron realmente na década de 1970 que se as flutuacións significativas desenvolveran en escaleiras pequenas, necesariamente levaron a unha formación significativa de buracos negros. No ambiente extremadamente denso que o universo primordial representaba, unha sobredensidade significativa en comparación co valor medio nunha rexión dada conduce ao colapso nel nun buraco negro. A ausencia de tales buracos negros impón un límite superior á amplitude das flutuacións a estas pequenas características “tamaños”.

As flutuacións que poden xerar buracos negros primordiais están directamente relacionados cos modelos de inflación cosmolóxica. Segundo estes modelos, o universo experimentou unha fase de expansión vertiginosa – a inflación – uns 10-35 segundos despois do Big Bang. Durante este breve período, o factor de escala do universo – comparable ao seu tamaño – aumentou vertiginamente, normalmente un factor de 1026.

A inflación, introducida a principios dos anos 80 por Alexei Starobinski, Alan Guth E Andrei Linde, hoxe xoga un papel central na cosmoloxía e atopou unha base sólida na física de partículas. Resolve os elementos esenciais dos problemas que xorden a grande escala, por exemplo, explicando por que o espazo ten unha curvatura moi baixa, por que é homoxénea dun extremo ao outro da bóveda celeste, como se podería transmitir a información entre as áreas remotas , ou por que algúns obxectos estraños, pero previstos nas teorías da unificación, non se observan.

O escenario de inflación foi probado grazas a numerosas observacións cosmolóxicas, como a medición das anisotrópicas do fondo difuso cosmolóxico. Esta teoría é agora compatible con todos os datos de observación. Outros mecanismos que producen efectos similares foron previstas, pero parecen menos convincentes. As observacións futuras, en particular aquelas que se realizarán polo satélite Planck que se lanzará en 2009 pola Axencia Espacial Europea, permitirá probar máis precisamente modelos de inflación e preparar o camiño para un estudo cuantitativo real destes escenarios ..

Que información fai que os buracos negros primordiais leven á inflación? Se este último é parte integrante do modelo estándar de cosmoloxía, segue sendo moi difícil de probar e caracterizar os detalles dos procesos no traballo. As medidas da sustancia difusa cosmolóxica permiten ter unha primeira idea da enerxía inicial do campo a orixe da inflación (o inflatón). De xeito complementario, os buracos negros primordiais proporcionan índices noutros parámetros teóricos básicos (en particular a aceleración deste campo) ea súa simple ausencia limitan o espazo dos valores posibles (en canto ao hipotecas e hipotecarias) formadas antes do A inflación, quedarían tan diluídos por iso que a súa poboación sería insignificante hoxe). Ademais, aínda que as restricións que estes microtrous negros poses en certos escenarios inflacionistas son cuantitativamente bastante baixos, o feito de que proporcionen acceso ao espectro primordial de flutuacións nun rango de escala espacial. Cerca de 1050 veces menor que aqueles que normalmente se consideran correspondente: moi poucos procesos físicos poden extrapolados tan lonxe do campo onde son medidos …

consecuencias exóticas

-DELLY Flutuacións suposto xerados pola inflación, moitos outros procesos, máis Ou menos exótico, pode levar á formación de microtrous negros no universo primordial. Sr Khlopov e A.G.Polnarev, do Instituto de Enxeñaría Física de Moscú, suxeriu en 1980 que se existise unha fase de expansión cosmolóxica durante a cal as partículas non eran relativistas (chamado “fase de po”), a produción de minería negra sería retomado. En tal ambiente, de feito, a presión do fluído primordial que a conterestra o colapso do buraco negro é menor, de xeito que a amplitude das flutuacións necesarias para a súa formación faise moito menor.

s. Hawking tamén mostrou ao mesmo tempo que as colisións de cordas cósmicas, as hipotéticas estruturas macroscópicas filiformes de simetría rotas ou burbullas de “verdadeiro baleiro” (é dicir, máis estable que o universo circundante e, polo tanto, definir un verdadeiro estado fundamental), tamén debe causar A formación de microtrous negros.

Estudos recentes suxeriron que estes buracos negros tamén poderían afectar a síntese dos elementos químicos. Os pares de quarks e antiquarks emitidos durante a evaporación dos buracos negros esenciais fragmentaríanse en partículas que se difundirían sobre o plasma quente de electróns, fotóns e núcleos. Máis sorprendentemente, a presenza de buracos negros primordiais podería modificar a bararioxénese (a aparición dunha asimetría entre a materia e a antimateria) mergullando o universo nun novo período “relativista” a través da emisión de partículas de enerxía. Os grandes especialistas da relatividade xeral, John Barrow, Cambridge e Bernard Carr, desde a Universidade da Queen Mary, tamén sinalaron que a historia da formación dos buracos negros primordiais conservaría a memoria dunha posible variación no tempo do constante de gravitación. Se fose significativamente diferente no mozo universo, xa que algunhas teorías de unificación predicen, a taxa de adestramento do buraco negro cambiaría.

En xeral, o estudo dos buracos negros primordiais está ligado á comprensión de moitos fenómenos de “nova física” que caracteriza os inicios do universo.

Polo momento, estes microtrous negros primordiais permanecen con todo invisible … a pista, con todo, non acaba aquí. Os detectores espaciais cada vez máis eficientes, como o espectrómetro magnético Alpha AMS-II ou un espectrómetro gaseoso gaseoso, permitirán a próxima década a buscar a sinatura da posible emisión polos buracos negros ou tamén os protones e antiprotóns, pero tamén antinoyals lixeiros (como Antíeteron, composto por un antiprotón e un anti-linionario). Isto gañaría unha orde de magnitude na sensibilidade e pode levar a unha primeira detección. De feito, os anti-abarcados dos procesos convencionais (interaccións de protones de radiación cósmica con protóns interestelares) teñen enerxías maiores que as emitidas por pequenos buracos negros durante a súa evaporación.

Simultáneamente, os fotóns de alta enerxía (raios gamma) tamén forman unha interesante sinatura de observación. Eles veñen non só da emisión directa a través do buraco negro, senón tamén a desintegración de pezas neutras. A diferenza das partículas cargadas, os raios gamma non están confinados ás galaxias do campo magnético. Polo tanto, permiten observar galaxias distantes e, polo tanto, un volume de universo considerable. Tendo en conta a evolución da densidade dos buracos negros no tempo (porque a evaporación modifica o espectro de emisión) e unha boa caracterización do ruído de fondo ligado ás galaxias e aos núcleos activos das galaxias, os raios gamma ofrecen restricións á poboación dos buracos negros primordiais comparables ao de antipartículas, pero independentes. Grazas a futuros satélites, como Fermi, recentemente lanzado, espérase melloras de sensibilidade considerables. A procura de Black Microtrous é só comezando!

Máis aló desta dimensión cosmolóxica, os buracos negros primordiais tamén son un medio preferido para estudar a gravitación e a física das altas enerxías. En particular, recentemente demostrouse que a formación destes buracos negros podería seguir as leis dos “fenómenos críticos” na física estatística. Os colapsos gravitacionais que levan a Black Microtrous comezan a ser aprehendidos neste contexto. Este enfoque podería ser rico en conexións entre diferentes áreas de investigación que aínda particionaron.

buracos negros primordiais tamén podería traer iluminación inédito en modelos de física de partículas, así que a temperatura supera as enerxías hoxe afectada por aceleradores.A enerxía do gran colar de Hadrons LHC, é dicir, 14 Teralectronvolts, é equivalente á temperatura dun buraco negro de 1000 toneladas e 10-21 metros de radio. Unha vez que un buraco negro, durante a súa evaporación, faise menor que este limiar, é unha fonte potencial de novas partículas máis pesadas que as observables no LHC. Estas partículas están previstas, por exemplo, polo modelo supersimétrico que constitúe a extensión máis natural do modelo estándar de alta física enerxética.

unha contribución á materia escura?

Finalmente, o microtro negro primordial quizais poida contribuír á materia escura. Esta forma de material misterioso e invisible é de aproximadamente seis veces máis abundante que o material habitual ou barario. Os buracos negros primordiais cuxa masa sería o suficientemente alta para que a súa evaporación sexa insignificante – da orde da dun pequeno planeta – quizais constitúen unha fracción deste material invisible. Unha posibilidade máis interesante provén dos residuos da evaporación dos buracos negros primordiais lixeiros. Estas reliquias de evaporación, apenas máis pesadas que un po, pero cuxa densidade pecharía 1087 toneladas por centímetro cúbico, podería contribuír á materia escura. Proba da existencia destes residuos tamén sería un gran avance na comprensión da gravitación cuántica, a configuración natural da descrición do final da vida dos buracos negros na papelera. De feito, mentres a relatividade xeral de Einstein prevé a evaporación completa sen a máis mínima reliquia, moitos modelos de gravidade cuántica suxiren a existencia destes pequenos “restos” de buracos negros.

Aínda que non sexan, en sentido estrito, esencial, outros buracos negros de masa moi baixa, para os que a evaporación da radiación de Hawking é tan importante, tamén se pode resaltar. En aceleradores de partículas e despois traería Información crucial sobre a natureza do espazo-tempo (ver caixa 48).

Así, os buracos negros microscópicos son obxectos na encrucillada das teorías da unificación da física moderna. Sexa o que pase con estas teorías, a temperatura, a entropía, a radiación e o acoplamento de microtrous negros coas partículas xa foron un motor poderoso para a física fundamental. Pero, máis aló das súas propiedades intrínsecas, os buracos negros primordiais tamén son ferramentas preferidas para comprender os primeiros momentos do universo e probar moitos modelos especulativos en cosmoloxía. O seu estudo probablemente só está empezando. Aínda que nunca levaría á súa detección, probablemente dará a luz a grandes avanzados na física fundamental.

Deixa unha resposta

O teu enderezo electrónico non se publicará Os campos obrigatorios están marcados con *