Les ones gravitacionals confirmen que Stephen Hawking tenia raó sobre els forats negres!

Clic a la imatge per engrandir. Aquesta obra d'art imagina un seient a primera fila per veure GW250114, una potent col·lisió entre dos forats negres observada per LIGO, la Fundació Nacional de Ciències dels Estats Units. Representa la vista des d'un dels forats negres mentre gira en espiral cap al seu company còsmic. Deu anys després de la històrica detecció d'ones gravitacionals per part de LIGO, els detectors actualitzats de l'observatori li van permetre "sentir" aquesta col·lisió celestial amb una claredat sense precedents. Les dades de les ones gravitacionals van permetre als científics distingir múltiples sons subtils que ressonaven com una campana còsmica a través de l'Univers (imaginats aquí com a fils musicals entrellaçats que giren en espiral cap al centre). Tot i que només LIGO estava en línia durant GW250114, ara opera regularment en xarxa amb altres detectors d'ones gravitacionals, com ara VIRGO a Europa i Kagra al Japó. Crèdit: Aurore Simonnet (SSU/EdEon)/LVK/URI.

Existeixen realment els forats negres que s'han fet famosos gràcies a les obres i la recerca de Stephen Hawking? L'astronomia d'ones gravitacionals celebra el setembre del 2025 deu anys d'èxit des dels seus inicis. S'acaben d'anunciar dos nous resultats fascinants en aquest camp!

Recordeu, fa 10 anys, el descobriment d'una font d'ones gravitacionals que va impactar sobre la Terra el 14 de setembre de 2015, va obrir una nova era en l'astronomia.

Anomenada GW150914 (GW per a  ona gravitacional, i 150914 per a la data d'observació, 14 de setembre de 2015), correspon a la primera detecció directa a la Terra d'ones gravitacionals produïdes per una col·lisió seguida d'una fusió de dos forats negres estel·lars. Part de la massa total dels dos objectes (cadascun contenia unes 30 vegades la massa del Sol) s'havia convertit en ones gravitacionals que alliberaven en menys d'un segon 50 vegades més energia que totes les estrelles de l'Univers observable.

Si hagués estat en forma electromagnètica, GW150914 hauria aparegut més brillant al nostre cel que la lluna plena, tot i que aquesta font es troba a 1.300 milions d'anys de distància anys llum aproximadament.

Una presentació en vídeo de Virgo i la caça d'ones gravitacionals. Crèdit: CNRS.

Einstein havia predit l'existència d'un anàleg de les ones de llum en forma de vibracions i deformacions dinàmiques del teixit de l'espai-temps, corba de la seva teoria de la relativitat general en articles publicats inicialment entre 1916 i 1918. Però aquesta existència va ser posteriorment qüestionada. La primera demostració matemàtica de l'existència d'ones d'Einstein en la seva teoria va ser finalment feta per Yvonne Choquet-Bruhat a principis dels anys cinquanta. Però curiosament, calia esperar als arguments de físics avançats en particular de Richard Feynman i Hermann Bondi el 1957, per convèncer la comunitat científica.

Tanmateix, quedava detectar aquestes ones i això ja era una altra qüestió. Va caldre la feina de pioners com Kip Thorne, Thibault Damour, Alain Brillet i els difunts Rainer Weiss, Vladimir Braginsky i Ron Drever per arribar-hi, juntament amb milers de col·legues que estan darrere dels detectors d'ones gravitacionals que operen com a interferòmetres i utilitzant raigs làser als Estats Units, que tenen LIGO; a Europa, hi ha VIRGO; a Kamioka, prefectura de Gifu, Japó, hi ha KAGRA.

Podeu triar l'idioma de subtitulació a la configuració del vídeo. En aquest vídeo, diversos membres clau de la col·laboració LIGO, que inclou investigadors de Caltech i MIT, parlen sobre el descobriment de les ones gravitacionals. Entre ells hi ha Kip Thorne, el teòric, i Rainer Weiss, l'experimentador que hi ha darrere de LIGO. Crèdit: Caltech, YouTube.

Els membres combinats del que es podria anomenar la col·laboració LVK (LIGO, VIRGO, KAGRA) han anunciat recentment que caldrà una dècada de millora d'aquests detectors per fer-los més sensibles i progressar en les tècniques d'anàlisi dels senyals observats, sobretot gràcies a la IA, els havia permès obtenir resultats espectaculars. Aquests avenços es refereixen a una font detectada el 2025, força similar a la del 2015, és a dir, una col·lisió de dos forats negres que contenien unes quantes desenes de masses solars cadascun i anomenada GW250114.

Aquest treball es presenta en un article publicat a Physical Review Letters, una versió d'accés obert del qual també existeix a arXiv.

Els forats negres tenen entropia?

Per fer una breu presentació d'aquests resultats, cal saber que des de la dècada del 1960 fins a la del 1970 el concepte modern de forat negre i els seus desenvolupaments van conduir a l'admissió que els forats negres es poden formar mitjançant col·lapse de les forces gravitacionals de les estrelles havien de ser descrites exactament mitjançant una solució d'equacions de la relativitat general d'Einstein, descoberta el 1963 pel matemàtic neozelandès Roy Kerr.

Però no podíem estar segurs que els forats negres existissin realment. Els objectes que semblaven ser forats negres potser simplement eren una mica...exòtics i molt densos, però no realment forats negres. Però com saber-ho, sobretot tenint en compte que érem ben conscients que hi ha alternatives a la teoria d'Einstein com a teoria relativista de gravitació amb un espai-temps corbat?

Stephen Hawking havia demostrat, però, en un article publicat el 1971 que, dins del marc de la teoria d'Einstein, si poguéssim tenir fusions de forats negres, mai no podríem tenir divisions d'un forat negre en diversos. Millor encara, la fusió de dos forats negres hauria de donar un nou forat negre, la superfície de l'horitzó d'esdeveniments (una superfície fictícia que es comporta com una bombolla que envolta una regió que constitueix un forat negre i que teòricament només es pot travessar en una direcció, la que porta a entrar en un forat negre) havia de ser més gran que la suma de les superfícies dels horitzons dels dos forats negres anteriors.

El 1972, mentre pensava en les possibles connexions entre la física dels forats negres i la noció d'entropia en termodinàmica mitjançant la noció d'entropia estadística de Shannon - Von Neumann vinculada a la teoria de la informació i seguint el suggeriment de John Wheeler, el físic Jacob Bekenstein va deduir que l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre mesurava la pèrdua d'informació sobre un objecte que entrava en un forat negre per a un observador extern. Per tant, podríem parlar de l'entropia d'un forat negre en relació amb la mida de la superfície de l'horitzó. Millor, el teorema de la teoria de Hawking sobre el creixement de l'àrea d'un forat negre va ser finalment interpretable com una manifestació de la famosa segona llei de la termodinàmica amb la seva llei del creixement de l'entropia.

Clic a la imatge per engrandir. Crèdit: X, Physical Review Letters.

Hawking tenia motius per creure que això era fals. Amb els seus col·legues Brandon Carter i James Bardeen, finalment va aprofitar el 1972 una sessió a la famosa escola Les Houches fundada per Cécile-DeWitt Morette per desenvolupar la seva teoria amb creixement d'àrea, tot argumentant que no es podia interpretar com pretenia Bekenstein. En això, s'equivocava, com descobriria quan descobrís la seva famosa teoria de la radiació quàntica dels forats negres.

Resulta que avui dia les anàlisis del senyal de GW250114 (a més a més molt millor detectat que fa 10 anys) s'han tornat molt més precises en comparació amb les del senyal de GW150914 que astrofísics van poder veure que el teorema de Hawking estava perfectament verificat!

Però hi ha més. Quan dos forats negres es fusionen, l'objecte resultant encara no està en la seva forma estable; el seu horitzó es deforma i vibra com la superfície d'una campana tocada. Per assolir la seva forma estable, és a dir, la descrita per la solució de Kerr per a un forat negre en rotació, ha d'emetre ones gravitacionals que continguin harmònics fonamentals (anomenats "tons" en anglès) i els seus múltiples per enters (anomenats "overtones" en anglès). Matemàticament, en l'argot dels físics, tenim en certa manera la descomposició de Fourier dels espectre d'ones dels factors exp (-at) d'amortiment  de l'amplitud de l'ona amb termes harmònics de la forma exp (ibt).

Resulta que l'existència d'un forat negre real descrit per la solució de Kerr prediu els factors i constants anteriors. Certament depenen de la massa i del moment angular descrivint la rotació del forat negre pertorbat amb vibracions d'amortiment, però són característiques de la presència d'aquest tipus de forat negre.

Aquí teniu el resultat més espectacular. Per primera vegada, alguns dels harmònics de la teoria s'han demostrat fermament. Això reforça la nostra confiança en la teoria dels forats negres basada en les equacions d'Einstein i, per tant, indirectament també amb el resultat sobre l'àrea, la nostra confiança en la teoria de Bekenstein i Hawking de l'entropia dels forats negres.

Ara teniu una presentació més tècnica i detallada del que hi ha darrere dels resultats relacionats amb l'espectre de la radiació d'ones gravitacionals en  relació amb l'horitzó d'esdeveniments en el senyal de GW250114.

Clic a la imatge per engrandir. Tullio Regge (1931-2014) va ser un físic teòric italià. És responsable d'una important tasca en física de partícules elementals (pols de Regge) i relativitat general. Va ser un dels pioners d'un enfocament quàntic de la gravetat (càlcul de Regge), que més tard es vincularia a la teoria de la gravetat quàntica de bucles. Amb John Wheeler, va establir les bases de la teoria de pertorbacions dels forats negres de Schwarzschild, que conduiria al descobriment dels seus modes quasi normals. Crèdit: Istituto Nazionale di Fisica Nucleare

Forats negres que vibren quan xoquen

Els físics i matemàtics relativistes defineixen els forats negres només com a objectes que ocupen una regió tancada de l'espai-temps de la qual res no pot escapar a causa de la naturalesa finita de la velocitat de la llum: l'horitzó d'esdeveniments. És la presència d'aquest horitzó, i res més, el que defineix un forat negre, ni tan sols la presència d'una singularitat amb densitat i curvatura infinita de l'espai-temps al seu centre, cosa que, a més, és dubtosa a causa dels efectes quàntics.

Van demostrar a partir d'aquesta definició que només existeix una família de solucions necessàriament rigorosament exactes a les equacions d'Einstein que descriuen un forat negre. Aquesta família depèn només de la massa, el moment angular i, possiblement, de les càrregues elèctriques o fins i tot magnètiques de les partícules absorbides i res més. Aquest és el teorema de la unicitat dels forats negres, més sovint conegut com el teorema de la calvície per als forats negres, en anglès el famós "no-hair theorem".

Concretament, al camp de l'astrofísica on totes les estrelles giren i on naturalment esperem la formació de forats negres, els més simples no tenen rotació i només tenen massa, els forats negres de Schwarzschild; i els més realistes també giren, els forats negres de Kerr.

En teoria, no recorden les diferents característiques dels objectes de la mateixa massa i moment angular que cauen en aquestes regions particulars de l'espai-temps. En particular, oblidem els nombres quàntics normalment conservats i associats amb barions i leptons, que potser encara juga un paper misteriós en la solució de l'enigma de l'absència d'antimatèria en cosmologia.

La superfície de l'horitzó d'esdeveniments d'un forat negre, ja sigui de Schwarzschild o de Kerr, és perfectament llisa i esfèrica (d'aquí la relació amb el terme calvície), però es deforma temporalment, tornant-se irregular quan un forat negre absorbeix un objecte, per exemple un asteroide, o durant una col·lisió amb un altre forat negre.

Clic a la imatge per engrandir. L'obra més famosa del físic indi CV Vishveshwara (1938–2017) és el descobriment dels modes quasi normals en els forats negres. El 1970, va demostrar que un forat negre de Schwarzschild pertorbat per un pols de radiació gravitacional tornarà al seu estat original emetent ones gravitacionals d'una forma característica determinada pel que s'anomena modes quasi normals. Les freqüències (complexes) d'aquests modes quasi normals per als forats negres de Schwarzschild són independents de la forma d'aquesta pertorbació i es caracteritzen completament per la massa del forat negre. Més tard, aquest resultat es va generalitzar al cas dels forats negres de Kerr en rotació. Els modes quasi normals són aleshores funcions de la massa i del moment angular propi, l'espín, del forat negre. L'observació dels modes quasi normals es considera un mitjà per establir l'existència de forats negres. Crèdit: International Centre for Theoretical Sciences, Bengaluru.

Modes quasi normals característics dels forats negres

Aquesta última situació és molt interessant perquè la col·lisió i la fusió de dos forats negres en forma un altre. Aquest forat negre recentment format, de nou, no té un horitzó d'esdeveniments regular. Les equacions d'Einstein són doncs formals, això no pot durar i, molt ràpidament, la superfície de l'horitzó vibra com ho faria una campana sota l'efecte d'un cop.

Existeixen aleshores, el que s'anomena en ambdós casos, modes quasi normals per a aquestes vibracions que s'esmorteiran, sota l'efecte de l'emissió d'ones gravitacionals en els primers casos, i amb emissions sonores per a una campana. L'efecte d'amortiment farà que el forat negre, després d'una fusió, prengui la forma exacta descrita per la famosa mètrica de Kerr per a un forat negre sense càrregues giratòries.

Com que aquests modes quasi normals tenen freqüències determinades per la teoria dels forats negres, fixat per la massa i l'espin del forat negre final, fent que el seu descobriment en l'espectre de les ones gravitacionals seria una prova molt convincent de l'existència d'un horitzó d'esdeveniments i, per tant, de l'existència de forats negres... però amb la condició que les freqüències trobades (altres astres compactes amb modes quasi normals sense horitzons d'esdeveniments són possibles) són precisament els que es dedueixen de les solucions pertorbades que descriuen els forats negres.

Clic a la imatge per engrandir. Saul A. Teukolsky (1947-) és un astrofísic relativista d'origen sud-africà especialitzat en la resolució numèrica de les equacions d'Einstein aplicades a la física dels forats negres i les estrelles de neutrons, en particular amb el fenomen de l'emissió d'ones gravitacionals, les formes de les quals modela per a la detecció amb instruments com LIGO i VIRGO. També és conegut pel seu treball sobre les pertorbacions de la solució de Kerr per a forats negres en rotació, mentre completava la seva tesi sota la supervisió del guanyador del Premi Nobel Kip Thorne. Crèdit: 2019 Universitat Cornell.

Recordem que les equacions de la teoria de la relativitat general no són lineals. Per tant, són molt més difícils de resoldre que en el cas de les equacions lineals i de vegades requereixen l'ús de simulacions numèriques en ordinador. Aquest no és un cas únic, les equacions de Navier-Stokes en mecànica de fluids, també no lineals, es poden utilitzar per exemple analíticament per descriure el moviment de petites ones a la superfície de l'aigua. Aleshores es pot aplicar el mètode de pertorbació, un mètode que també s'ha aplicat en el règim lineal per descriure com es comporten els forats negres quan estan sotmesos a efectes de baixa intensitat. Però en altres situacions, l'ús d'un ordinador esdevé necessari.

L'estudi dels modes quasi normals és un tema de recerca important perquè s'han proposat alternatives als forats negres, com ara els gravastars, per explicar objectes observats en astrofísica, com ara Sgr A* o M 87* , que semblen comportar-se com a forats negres fins a cert punt.

És precisament, en part, en un intent de posar fi al debat sobre l'existència real dels forats negres que es van dissenyar i llançar els projectes de detectors d'ones gravitacionals LIGO, VIRGO i eLisa.

Per saber-ne més

El britànic John Michell (1783) i el francès Pierre-Simon de Laplace (1796) van preveure el concepte de forat negre ja a finals del segle XVIII quan consideraven la velocitat d'escapament màxima d'un cos d'una massa i un radi determinats. La qüestió era natural perquè, en aquell moment, el model corpuscular dominava la concepció de la llum i també se sospitava que la matèria estava feta de partícules. Si la velocitat d'escapament d'un cos d'aquest tipus superava la velocitat de la llum, per tant, necessàriament havia de ser perfectament negre perquè cap radiació no en podia escapar.

La idea només tornaria a la vida durant la segona meitat del segle XX, amb el descobriment de la teoria de la relativitat general i el de la famosa solució de Schwarzschild, la naturalesa física de la qual, així com l'estructura matemàtica, només es va començar a comprendre durant les dècades del 1950 i del 1960. L'aparició de la teoria ondulatòria moderna de la llum, després del treball de Young, Fresnel i, per descomptat, Maxwell al segle XIX, no implicava de fet cap acció de la gravitació sobre la llum, a diferència de les partícules de llum de Newton que descrivien trajectòries en forma de raigs de llum segons lleis anàlogues a les de les partícules materials.

Igual que Einstein i altres, el físic John Wheeler es va mostrar inicialment escèptic sobre l'existència del que ell mateix va anomenar un forat negre el 1967 i que estava implícit en la solució de Schwarzschild. Va canviar d'opinió a principis dels anys seixanta i, amb els seus col·laboradors, es va unir a l'escola britànica dirigida per un antic estudiant de doctorat de Paul Dirac, Denis Sciama, i els seus estudiants (Roger Penrose i Stephen Hawking ), així com a l'escola russa dirigida per Yakov Zeldovich i Igor Novikov, en l'exploració de la teoria dels forats negres durant el període comprès entre 1963 i 1973, un període anomenat des de llavors l'edat d'or de la teoria dels forats negres. Es pot rastrejar des del descobriment de la solució de Kerr que descriu un forat negre en rotació fins al descobriment de la radiació dels forats negres per Hawking.

Ho he vist aquí.

Matèria i antimatèria: nous resultats sobre les seves diferències

Clic per engrandir. Al CERN la recerca continua sobre els antiprotons i als àtoms d'antihidrògen.
L'objectiu; trobar diferències entre protons i antiprotons Crèdit: agsandrew, Adobe Stock

El clip descriu la instal·lació única del CERN per a la investigació antiàtom, la fàbrica d'antimatèria, els seus dos desacceleradors (AD i ELENA) i els seus experiments.  

Al CERN, els membres de la col·laboració Base (Baryon Antibaryon Symmetry Experiment-Experiment de simetria bariònica antibariònica) estan intentant descobrir diferències entre la matèria i les partícules d'antimatèria, una de les claus de la cosmologia i la física fonamental. Acaben d'obtenir nous resultats sobre la comparació dels moments magnètics de protons i antiprotons i la manera com la gravetat podria afectar d'una manera diferent la matèria i l'antimatèria.

El CERN és un expert des de fa dècades en la producció i sobretot en l'emmagatzematge a llarg termini d' antiprotons. Això li permet fer molts experiments per intentar desentranyar alguns dels trencaclosques relacionats amb el descobriment de l'antimatèria, com es veu al vídeo anterior on esmenta Alpha i Aegis per exemple. També mostra i explica que els antiprotons es produeixen a partir de nuclis d'hidrogen accelerats pel sincrotró de protons i enviats a un objectiu estacionari on les col·lisions amb altres nuclis crearan noves partícules. El model estàndard de la física d'altes energies  ens diu que durant el Big Bang s'han d'haver produït tanta matèria com antimatèria com les seves partícules components -fermions i leptons- es van submergir en un bany de fotons i altres partícules que mediaven forces, inclosos els famosos bosons de Brout-Englert-Higgs.

Aquesta mescla es trobava a temperatures molt elevades de manera que cadascuna d'aquestes partícules participava en reaccions de creació i aniquilació de les altres. Però quan l'expansió de l'espai va baixar la temperatura, les aniquilacions es van fer càrrec de les creacions i encara segons el model estàndard, les partícules de matèria i antimatèria haurien d'haver desaparegut combinant-se, quedant només fotons. Òbviament, aquest no és el cas.

Per tant, hi ha d'haver diferències entre les possibles reaccions amb partícules de matèria i aquelles amb partícules d'antimatèria, una diferència que els físics, i en particular, els de Cern rastregen amb antipartícules i fins i tot àtoms antihidrogen.

Podem recordar que amb Base (Baryon Antibaryon Symmetry Experiment) es tracta d'intentar descobrir diferències de comportament entre protons i antiprotons immersos en un camp magnètic. No n'hi hauria d'haver cap si el model estàndard és exacte i, en particular, segons determinades prediccions d'un teorema molt general que totes les teories de camp quàntics relativistes han de verificar fonamentalment.

Però avui, els membres de la col·laboració de Base acaben de donar a conèixer  a través d'un article publicat a la revista Nature que en augmentar la precisió de les mesures que poden fer, han assolit la sensibilitat necessària per plantejar noves limitacions al comportament de l'antimatèria, en aquest cas antiprotons, en un camp gravitatori.

Base és un dels experiments a la fàbrica d'antimatèria del CERN. La gravació del vídeo comença amb una vista aèria (amb dron) de l'edifici de la fàbrica d'antimatèria vist des de l'exterior (00'01''); el vol continua a l'interior sobre la zona experimental amb una visió general dels experiments d'Alpha i Asacusa (00'13''); finalment, el dron sobrevola l'experiment Base (00'19''), on podem veure el portaveu Stefan Ulmer (00'25'') inserint un indicador de nivell de nitrogen dins del criostat basic. Aquesta sonda s'utilitza per mesurar el nivell de nitrogen al recipient. Base utilitza nitrogen líquid i heli líquid per mantenir freda la seva Trampa de Penning, la qual cosa és necessària per evitar que els seus antiprotons s'aniquilin. Crèdit video: CERN

Una prova de 16 milions de la simetria matèria-antimatèria

De fet, els investigadors han mesurat amb una precisió inigualable les relacions entre la càrrega elèctrica i la massa (relació càrrega a massa) per al protó i l'antiprotó. Els resultats mostren que aquestes proporcions són idèntiques per al protó i l'antiprotó dins dels límits d'una incertesa experimental de 16 milionèsimes de milionèsima, tal com s'explica en un comunicat de premsa del Cern on Stefan Ulmer, portaveu de l'experiment Base, fins i tot especifica que "aquest resultat representa la prova directa més precisa d'una simetria fonamental entre matèria i antimatèria realitzada amb barions, partícules formades per tres quarks, i les seves antipartícules”.

Però, per tant, el que és realment interessant és que els investigadors van ser capaços de tenir en compte els possibles efectes del camp gravitatori no només de la Terra sinó també de les variacions d'aquest camp mentre la Terra està en òrbita a distàncies variables del Sol. Les mesures obtingudes podrien, per tant, trair indirectament un comportament diferent d'un antiprotó com el que es pretén determinar directament en altres experiments preguntant-se si un àtom d'antihidrogen cau de la mateixa manera que un àtom d'hidrogen en un camp gravitatori. Podríem veure fins i tot efectes que serien manifestacions del que podríem anomenar antigravetat amb antimatèria?

Per tant, des del desembre de 2017 fins al maig de 2019, els físics de Base van dur a terme més de 24.000 experiments, cadascun de 260 segons de durada, consistents a mesurar un moviment cíclic particular en un camp magnètic present en una trampa de partícules molt eficient anomenada trampa de Penning. Aquest moviment va afectar els antiprotons o els ions d'hidrogen negatius (per tant, un àtom d'hidrogen amb dos electrons) i va mostrar una freqüència propera a l'anomenada freqüència del ciclotró, que és proporcional a la trampa magnètica de la força del camp i la relació càrrega-massa de la partícula que s'està estudiant.

Qualsevol diferència mesurable entre les dues freqüències indicaria una diferència entre matèria i antimatèria i aquesta vegada entre el comportament dels dos tipus de matèria en un camp gravitatori que hauria de ser idèntic segons el que s'anomena "principi d'equivalència debil", de la relativitat general.

Els experiments no van mostrar res dins dels límits de les incerteses experimentals i, per tant, pel que fa al camp gravitatori, es va obtenir un nou límit per a les violacions del principi d'equivalència de l'antimatèria que Stefan Ulmer comenta en aquests termes: “Aquest límit és comparable a la precisió inicialment apuntada pels experiments que estudien la caiguda de l'antihidrogen en el camp gravitatori de la Terra. L'experiment Base no estudia directament la caiguda d'antimatèria a través del camp gravitatori de la Terra, però la nostra mesura de la influència de la gravetat en una partícula d'antimatèria bariònica és conceptualment molt similar i no mostra cap anomalia en la interacció entre l'antimatèria i la gravetat al nivell d'incertesa assolit".

                        Ho he vist aquí.

Geminga, el púlsar proper a la Terra, ens estaria bombardejant amb antimatèria

Un mapa de fonts d'emissió gamma elaborat amb observacions del satèl·lit Fermi. Crèdit NASA

Les observacions realitzades durant una dècada amb el telescopi gamma en òrbita de la NASA, Fermi, demostren que el púlsar Geminga està envoltat per un important halo de positrons. Com que es troba a uns 800 anys llum del sistema solar, una gran part del flux d’antimatèria que bombardeja la Terra podria provenir d’aquest púlsar gamma.

Quan Paul Dirac va descobrir el 1928 una generalització relativista de la equació de Schrödinger que descriu un electró, també va descobrir que no només preveia l’espiració i el moment magnètic d’aquesta partícula a partir de consideracions en gran mesura relacionades amb les matemàtiques pures, sinó que també l'existència de partícules noves d’energies negatives pels mateixos motius. Dos anys després, va trobar una solució a les dificultats que comporta aquestes noves partícules posant les bases de la teoria moderna de l'antimatèria. Després va pensar que els protons, d’energia i de càrrega positiva, són les noves partícules de la seva equació en determinades situacions. La seva equació va predir una massa idèntica a la de l’electró, però, reticent a postular realment l’existència d’una nova partícula elemental mai abans observada, va pensar que la massa gairebé 2.000 vegades més gran del nucli d’hidrogen es devia interaccions encara difícils de calcular en el camp de l’electrodinàmica quàntica relativista que estava explorant. 

El 1932, el físic Carl Anderson va descobrir finalment en els raigs còsmics un exemple de partícules de Dirac exòtiques que es comporten com un electró, una mateixa massa, un gir, etc., però amb una càrrega positiva. La taula de partícules elementals és complicada, però finalment és un nou triomf per a Dirac i també per a Plató i Pitàgores ja que l’existència del que ara s’anomena positró es basa en consideracions matemàtiques molt abstractes, la teoria de les matrius i espinors i l'existència d'arrels quadrades negatives per a l'energia quàntica d'una partícula segons la teoria de la relativitat especial.

Clic per engrandir. Un mapa de cel de raigs gamma obtingut a partir del satèl·lit Fermi.
S’indiquen diverses fonts, entre les quals els púlsars de Cranc, Vela i Geminga. El perfil
del disc de la Via Làctia és clarament visible. © NASA 

Antimatèria produïda per la matèria fosca?

L’estudi de les partícules antimatèria en els raigs còsmics ha continuat, sobretot perquè entre les modernes teories quàntiques relativistes relacionades amb l’existència de les famoses partícules de matèria fosca, de vegades també sobre bases matemàtiques gairebé pures en relació amb la teoria de la relativitat (en aquest cas la supersimetria i fins i tot la supergravetat), alguns prediuen que aquestes partícules poden aniquilar-se amb les seves pròpies antipartícules donant electrons i positrons.

Ara, en el marc del Model Cosmològic Estàndard amb partícules de matèria fosca, es podria esperar observar en òrbita al voltant de la Terra en el flux de raigs còsmics primaris un excés de partícules antimatèria, en aquest cas els positrons, a certes energies, traeixen la presència de partícules de matèria fosca a la Via Làctia, principalment al seu cor. De fet, s’ha detectat un excés d’aquest tipus, en particular pel detector AMS 02 a bord de la EEI.

Malauradament, tal com han pensat diversos investigadors durant anys, un article publicat a Physical Review D i disponible gratuïtament a arXiv reforça la hipòtesi que les anomalies observades en el flux antimatèria que bombardeja la Terra es deuen, de fet, a processos d'astrofísica ordinària, principalment púlsars prop del Sistema Solar.

Geminga, el pulsar gamma i el seu halo antimatèria. Podeu accedir a la vostra subtitulació
preferida a la configuració del vídeo. © NASA Goddard

Un grup d’astrofísics italians ha analitzat efectivament les observacions realitzades durant una dècada en astronomia gamma pel satèl·lit Fermi sobre una font coneguda anomenada Geminga, descoberta el 1972 amb el satèl·lit Small Astronomy 2. S'havia observat en direcció a la constel·lació de Gemini, però no va ser fins a les mesures en el camp dels raigs X, realitzades el 1991 mitjançant el satèl·lit ROSAT, per entendre que estàvem en presència d'un polsar gamma situada a tan sols 815 anys llum del Sistema Solar.

La PSR J0633+1746, el seu nom tècnic, no és visible en el domini radiofònic, però la podem veure pulsant en els rajos X (per a la petita història Geminga és a la vegada un joc sobre l'expressió "font de rajos gamma Gemini i l'expressió "no hi ha res allà" en el dialecte de Milà, Itàlia, perquè es refereix a la incapacitat dels astrònoms de trobar l'objecte a la ràdio) i aquesta és un dels púlsars gamma més brillants del cel. 

Un halo de positrons traïts per fotons gamma

Mattia Di Mauro i els seus col·legues van descobrir que Geminga estava envoltada en realitat per un halo gamma oval més gran del que s’imaginaven en observacions anteriors en el camp dels rajos gamma a energies més elevades, en aquesta ocasió amb l' instrument de l'Observatori de rajos gamma gamma de Cherenkov (HAWC). Tal com va explicar Aurélien Barrau al blog que Futura va posar a la seva disposició, les observacions de HAWC no eren favorables perquè fos una font important de positrons. Però, destacant un halo la mida de la volta celeste és 40 vegades més gran que la de la lluna plena sota la mirada de Fermi, les conclusions que se’n poden treure canvien la situació perquè les seves característiques són les previstes amb ordinador amb un gran núvol de positrons xocant amb fotons a baixes energies, cosa que els proporciona per efecte Compton més energia fins al punt que es converteixen en fotons gamma.

Segons els investigadors, és possible explicar almenys el 20% dels positrons del flux anormal mesurat amb AMS 02 per les emissions d’aquestes partícules al medi interestel·lar de Geminga. Com no és possible rastrejar exactament l’origen d’aquests positrons perquè es desvien caòticament pels camps magnètics de la Via Làctia (tècnicament per tant s’han de moure d’acord amb les lleis d’un passeig aleatori, com diuen en física) i que hi ha d’haver altres púlsars propers al Sol, però encara sense ser detectats, és difícil doncs, no arribar a la conclusió que el bombardeig d'antimatèria que pateix la Terra amb els positrons observats probablement no assenyala l'existència indirecta de partícules de matèria fosca. 

Una presentació dels púlsars i les partícules que produeixen, electrons, positrons, fotons
gamma i ràdio. Trieu l'idioma preferit de subtitulació a configuració del vídeo. © NASA Goddard

No és difícil entendre l’origen dels positrons produïts pels púlsars. Per a això, cal recordar que es tracta de cadàvers estel·lars, el punt final de l'evolució de certes estrelles que van explotar a la supernova del SN II mentre es col·lapsaven gravitativament i donen el que s'anomenen estrelles de neutrons. Aquestes estrelles giren sobre si mateixes i tenen un camp magnètic dipolar intens com el de la Terra o el Sol. Aquest dipol pot estar inclinat o no en relació amb l’eix de rotació de l’estrella que gira en el seu camp magnètic. Un efecte relativista fa que aquest camp magnètic es comporti com un camp elèctric molt intens a la superfície de les estrelles de neutrons. Aquest camp es descompon i accelera electrons que es mouran en el camp magnètic i produeixen en cascada parells electró-positró mitjançant col·lisions amb els fotons de la radiació també produïts pels púlsars.

Ho he vist aquí.

Un forat negre de 68 masses solars desafia l’astrofísica

Els forats negres estel·lars coneguts a la Via Làctia no superen les quinze masses solars, d'acord amb les teories que expliquen la seva formació per col·lapse gravitacional d'una estrella quan es converteix en una supernova. Els astrofísics es sorprenen pel descobriment d’un forat negre que no hauria d’existir, ja que conté al voltant d'unes 70 masses solars.

Fa seixanta anys, la majoria d’astrofísics i físics relativistes no es van prendre seriosament l’existència d’estrelles gravitacionals col·lapsades, derivades dels càlculs de Robert Oppenheimer i els seus col·laboradors a finals dels anys 1930. Fins i tot John Wheeler, que els introduiria el terme "forat negre" i duria a terme investigacions sobre aquestes estrelles compactes als Estats Units en la següent dècada, tenia dubtes inicials. Però igual que el seu company rus Yakov Zeldovitch, les simulacions en ordinadors realitzats a banda i banda de l’Atlàntic els farien canviar d’opinió.

Avui hi ha bones raons per creure que hi ha almenys 100 milions de forats negres estel·lars a la Via Làctia, resultat del col·lapse gravitacional de les estrelles amb més de 8 masses solars al final de la seva vida. En qualsevol cas, això és el que ens explica la teoria de la evolució estel·lar i el fet que amb el progrés de l’astronomia de raigs X, durant uns 50 anys, efectivament hem detectat a la nostra galàxia candidats al títol de forat negre estel·lar. I s'encoratja cada vegada que es detecten emissions a la radiografia d’un disc d’acreció calent que envolta una estrella compacta en un sistema binari i alimentat de gas per una estrella. El primer forat negre d’aquest tipus que es detecta és famós i batejat amb el nom de Cygnus X1.

Es pot estimar la massa de forats negres estel·lars de la Via Làctia, normalment es tracta d’unes deu masses solars (entre 5 i 15 per ser una mica més precisos), que coincideix amb les estimacions procedents dels càlculs que descriuen la formació de aquests forats negres a partir d’una supernova. Entenem així la sorpresa dels astrònoms que acaben de publicar un article a la revista Nature que informava del descobriment a la nostra Galàxia d’un forat negre estel·lar amb una massa estimada, amb alguns dubtes, de (+ 11/13) 68 masses solars. 

La física dels forats negres, de Jean-Pierre Luminet. Conferència impartida al
Collège de France el novembre de 2015. © Jean-Pierre Luminet.
Recordeu triar llengua de subtitulació a la configuració del vídeo.

Es va detectar un forat negre amb el mètode de la velocitat radial

LB-1, aquest és el seu nom, forma part d’un sistema binari l’altre component del qual és una geganta blava de 8 masses solars i que es troba a uns 15.000 anys llum del Sistema Solar, tal com s’explica en un article a arXiv, pels membres de l’equip internacional que va fer la seva descoberta. És el resultat d’una campanya d’observacions realitzant mesures espectroscòpiques per tal de fer l’equivalent a les deteccions d’exoplanetes mitjançant el mètode de les velocitats radials.

Aquestes observacions es van obtenir inicialment amb el Large Sky Area Multi-Object Fibre Spectroscopic Telescope, o telescopi Guo Shoujing, en resum LAMOST, un telescopi òptic xinès de quatre metres de diàmetre. A continuació, van entrar en joc altres dos grans telescopis per aclarir les dades obtingudes pels astrònoms xinesos, concretament l’Observatori Gran Telescopi Canàries del Roque de los Muchachos (La Palma), el famós Grantecan, i també amb miralls de 10 metres de diàmetre el de l’Observatori WM Keck al Mont Mauna Kea de l’illa de Hawaii.

El període orbital de LB-1 és d’uns 79 dies i tot i que no veiem directament en el camp visible el forat negre, encara s'indica la seva presència per les oscil·lacions de la seva estrella companya, fet que provoca desplaçaments per efecte Doppler espectral, com en el cas d'un exoplaneta, per exemple un Júpiter calent, al voltant de la seva estrella. De fet, aquest mètode de detecció d'un forat negre (amb els moviments d'una estrella, no per efecte Doppler) concebut com una estrella invisible ja havia estat previst per un dels precursors de fa més de dos segles. de la teoria del forat negre, el britànic John Michell. L’astrònom no sabia res d’una possible emissió en el domini dels raigs X del disc d’acreció d’un forat negre. De fet, l’astrofísica simplement no existia en aquell moment en què els investigadors només tenien els mètodes d’astrometria, i la mecànica celeste de Laplace i Lagrange per anomenar només aquests dos gegants. 

Imatge artística de l'acreció de gas en un forat negre estel·lar d'una estrella blava © Yu Jingchuan,
Planetari de Beijing, 2019. Clic per engrandir.

L’obstacle de les supernoves d'antimatèria

Fa uns anys, els astrofísics ja havien tingut algunes sorpreses a l’hora de determinar la massa de forats negres implicats en les emissions d’ones gravitacionals detectades per Virgo i Ligo. De fet, havia aparegut un enigma des de la detecció de GW150914, la primera font que va produir una ona gravitatòria directament ressaltada a la Terra gràcies a Ligo. L’anàlisi del senyal va demostrar que l’ona va resultar de la col·lisió acompanyada d’una fusió de dos forats negres que formaven un sistema binari (quant a les estimacions més probables de les masses dels dos forats negres) amb respectivament 29 i 36 masses solars. Ja en aquell moment, gairebé no es podia donar compte de forats negres tan massius mitjançant la teoria convencional de l’evolució estel·lar. Des d’aleshores, s’han proposat alguns escenaris exòtics.

En aquest cas, l’enigma sembla encara més difícil de resoldre's si creiem el que Chris Belczynski, un investigador del Centre Astronòmic Nicolaus Copernicus, declara: "El forat negre LB-1 sembla impossible d'explicar... les estrelles prou massives per formar un forat negre "monstre" de 70 masses solars haurien de ser totalment destruïdes per explosions de supernoves amb parells inestables que deixin només gas i pols, i no forats negres!".

Ho he vist aquí.

Observada la primera supernova productora d'antimatèria

Clic a la imatge per engrandir

Algunes supernoves molt brillants podrien provenir de la creació de parells de partícules i antipartícules. Un grup d’astrofísics creu que han observat el primer exemple indiscutible d’aquest tipus d’explosió d’estrelles amb antimatèria: SN 2016iet.

Fa gairebé 50 anys, diversos astrofísics teòrics predeien que algunes estrelles eren inestables a causa d’un fenomen ben descrit per les equacions electrodinàmiques quàntiques. En efecte, amb un parell de fotons gamma suficientment energètics, un càlcul realitzat amb l’ajuda dels famosos diagrames de Feynman, molt coneguts pels especialistes de la física d’alta energia, indica que es poden crear parells de partícules i antipartícules.

En el cas d'una estrella molt massiva que supera les 100 masses solars, molts dels fotons produïts per les reaccions termonuclears al cor d'aquestes estrelles són del domini gamma. Tot i això, cadascun pot donar a llum un parell d’electrons-positrons si tenen prou energia. És bàsicament una conseqüència bastant simple de la fórmula d’Einstein, E=mc2, l’energia dels fotons que es converteix en la massa de les dues partícules.

Quan la creació de matèria i antimatèria segons aquest procés esdevé important, la pressió del flux de fotons gamma sobre les capes de l'estrella es converteix en insuficient per oposar-se a la seva contracció amb l'efecte de la seva pròpia gravetat, perquè una part de la radiació es converteix en un component que es comporta com una barreja de gasos a menor pressió. Tanmateix, aquesta mateixa contracció augmentarà la taxa de reaccions nuclears escalfant el cor de l’estrella. La producció de fotons gamma creadors d’ antimateria s’incrementarà encara més i el procés es converteix en inestable quan l’estrella conté almenys 130-140 masses solars (per sota, es produeixen oscil·lacions i l’estrella es fa polsant); s'accelera.

 Un diagrama que il·lustra l'estructura d'una estrella jove massiva, més de 100 vegades la massa del Sol,
com les estrelles de la primera generació, uns quants centenars de milions d'anys com a màxim
després del Big Bang. Com en totes les estrelles, la pressió de gas de partícules, nuclis,
electrons i fotons està normalment en equilibri amb la pressió causada per la gravetat de l'estrella.
Però en una estrella d'almenys 140 masses solars, els fotons gamma són tan energètics
(les línies ondulades del diagrama) que acaben creant parells d'electrons i positrons, i per tant, antimatèria.
© Nasa/CXC/M. Weiss. Clic a la imatge per engrandir.

La temperatura no pararà de pujar i en molt poc temps el cor de l’estrella, que conté una barreja de nuclis de carboni i oxigen, esclatarà a causa de les reaccions termonuclears que es produeixen en convertir el seu material en nuclis pesats. Després neix un nou tipus de supernova anomenada Pair Instability Supernovae (PISNe-Supernova de parelles d'inestabilitat) que no deixa cap estrella compacta al darrere (excepte possiblement un forat negre si l'estrella és prou massiva, és a dir probablement més enllà de 260 masses solar). L’explosió ha de superar la d’una supernova normal i ha d’anar acompanyada de la producció d’una gran quantitat de níquel radioactiu a més d’una gran quantitat de material expulsat.

Però compte, si l'estrella és d'alguna manera aniquilada, no és la producció d'antimateria la responsable, els positrons tampoc poden aniquilar els protons i els neutrons dels nuclis de l'estrella. És l’alè de l’explosió, l’ona de xoc produïda, que dispersa totalment la matèria de l’estel PISNe.

SN 2016iet: una supernova exòtica descoberta per GAIA

En els darrers anys, s’han detectat candidats a PISNe, però al final cap d’ells finalment ha convençut a la comunitat d’astrofísics. Sembla que això canviarà amb l’anunci fet per un equip d’investigadors principalment nord-americans a través d’un article publicat a The Astrophysical Journal i d’accés obert a arXiv .

Tot va començar el 14 de novembre de 2016, amb la detecció pel satèl·lit GAIA de l'ESA de la supernova catalogada amb el nom de SN 2016iet. Va mobilitzar ràpidament una bateria de telescopis i observadors, en particular el telescopi Gemini North a la part alta de Mauna Kea a Hawaii, així com el telescopi Magellan de l'observatori Las Campanas de Xile. 

Clic per engrandir. Imatge de SN 2016iet i la seva galàxia hoste més probable,
presa amb el telescopi de 6,5 metres a l’Observatori Las Campanas, el 9 de juliol del 2018.
© Gemini Observatory

SN 2016 ha resultar ser una supernova molt inusual, ja que la durada de la seva corba de llum era anormalment llarga i va trigar uns 800 dies abans que la seva brillantor baixés fins a la centèsima part de la que tenia al màxim. També es va produir una escassa emissió de radiació en la línia de l’hidrogen, que indicava una estrella força aïllada i una falta de signatures de la presència d’elements pesats. Al capdavall, eren signatures químiques molt curioses per a una supernova la distància de la qual a la Via Làctia (aproximadament mil milions d’anys llum) indicava que era intrínsecament molt lluminosa per ser tan brillant i, per tant, havia de provenir d’una estrella particularment massiva.

Segons els astrofísics, totes aquestes característiques s'interpreten molt bé si es troba en presència d'una supernova productora de parelles, que és un PISN real si l'estrella era prou massiva o, en el cas contrari, una variant que s’anomena PPISNe per apulsational pair-instability supernova, en anglès. En aquest darrer cas, hi ha efectivament una producció antimatèria i una reacció termonuclear desbocada, però l’explosió resultant només expulsa algunes desenes de masses solars, sense destruir l’estrella inicial que, per tant, potencialment no és suficient massiva perquè un PPISNe torni a passar.

Els investigadors encara estan una mica desconcertats pel fet que l'estrella estava més aviat aïllada, mentre que les estrelles que superen les 100 masses solars no neixen avui, i poques vegades, en cúmuls estel·lars. Antigament, aquests monstres gegants havien de ser els primers astres, però amb aquestes masses només poden viure uns quants milions d’anys com a màxim.

D’altra banda, esperàvem la formació d’aquestes estrelles gegants en un medi pobre d’elements metàl·lics, com diuen els astrofísics, que en el seu argot significa pobre en elements més enllà d’hidrogen i heli. Aquest medi es troba a les galàxies nanes que no han pogut evolucionar químicament de manera significativa per les seves característiques. Precisament, SN 2016iet es va formar a unes desenes de milers d’anys llum d’una galàxia com aquesta.

S’espera que la propera posada en funcionament de la LSST (sigles en anglès de Gran Telescopi de Rastreig Sinòptic) detecti més candidates a supernoves i candidates a supernoves productores de parells. La seva existència, que també assenyala la de estrelles massives, es basarà aleshores en fonaments encara més sòlids.

Per saber-ne més:

Quan una estrella arriba al voltant de 100 masses solars, la seva temperatura és tan alta que les reaccions de fusió termonuclears produeixen fotons gamma capaços de materialitzar parells d’electrons i positrons.

Aquesta producció d’antimateria pot provocar una reacció de fusió.

Entre 100 i 130-140 masses solars, l'estrella pot començar a polsar fent explosions de supernova sense destruir l'estrella, només expulsant desenes de masses solars.

Més enllà de les masses solars de 130 a 140, la supernova productora de parells es converteix en una Supernova d’inestabilitat de parella (PISNe), i la explosió de la seva explosió la destrueix completament.

El primer cas sòlid de supernova de producció de parells- PISNE o PPISNe si l'estrella es troba per sota de 140 masses solars-probablement hagi estat observada: SN 2016iet.

 Ho he vist aquí.