Astrofísica: La Reial Acadèmia Sueca de Ciències ha comunicat avui quins han estat els guardonats en l’edició d’enguany del Premi Nobel de Física. El premi ha estat dividit en dues meitats. La primera meitat ha estat lliurada a Roger Penrose “per la descoberta que la formació de forats negres és una predicció robusta de la teoria general de la relativitat”. La segona meitat ha estat lliurada conjuntament a Reinhard Genzel i Andrea Ghez “per la descoberta d’un objecte compacte supermassiu en el centre de la nostra galàxia”. Els forats negres, en efecte, són objectes ben rellevants en la física teòrica més fonamental, però alhora són una peça clau per entendre l’evolució dels estels i la dinàmica dels nuclis galàctics.
El centre de la Via Làctia en una imatge d’infraroig del Two Micron All Sky Survey (2MASS)
Roger Penrose
Roger Penrose (*Colchester, 8.8.1931) es doctorà a la University of Cambridge amb una tesi sobre mètodes tensorials en geometria algebraica (1957). Professor de matemàtiques a la Universitat d’Oxford, les seves contribucions més conegudes són el camp de la física matemàtica de la relativitat general i de la cosmologia, però és també molt valorat per les aportacions fetes en qüestions encara més fonamentals de geometria.
Reinhard Genzel
Reinhard Genzel (*Bad Homburg, 24.3.1952) es doctorà a la Universitat de Bonn amb una tesi sobre radioastronomia realitzada a l’Institut Max Planck (1978). Treballà al Departament de Física de la Universitat de Califònia a Berkeley i en l’Institut Max Planck de Física Extraterrestre de Garching. El 1999 esdevingué professor titular a Berkeley. La seva recerca s’ha centrat en l’astronomia d’infraroig.
Andrea Ghez
Andrea M. Ghez (*NYC, 16.6.1965) es graduà en física al Massachusetts Institute of Technology (MIT). Es doctorà el 1992 al California Institute of Technology. És professora a la University of California at Los Angeles.
La teoria de la relativitat general i els forats negres
Val a dir, primer de res, que el concepte de “forat negre”, entès com un objecte tan massiu que genera un camp gravitatori la velocitat d’escapament del qual és superior a la velocitat de la llum, naix en el context de la física newtoniana. Ole Rømer (1644-1710) obtingué en el 1676 la primera determinació de la velocitat de la llum, que alhora demostrava aquest no té un valor infinit. En el 1729, emprant un mètode basat en l’aberració, James Bradley (1692-1762) refinà el resultat. Entre les dues dates, el 1686, Isaac Newton (1642-1727) presentà la seva llei de gravitació universal. En el 1783, John Michell (1724-1793) publicà una lletra hipotetitzant que un camp gravitatori prou potent podia provocar una alteració en la velocitat de la llum. Michell, com a cas extrem, imaginava un estel de la densitat del Sol però amb un radi 500 vegades superior: en la superfície d’aquest estel (la fotosfera), la velocitat d’escapament del camp gravitatori seria equivalent a la velocitat de la llum, de manera que aquesta no podria escapar, i l’estel en qüestió seria “invisible” per a observadors exteriors. De manera independent, en el 1796, Laplace en el segon volum de l’Exposition du système du monde, imaginava un objecte semblant; i en el 1799 descrivia que un estel que tingués la densitat de Terra i un radi 250 vegades el del Sol tindria en la superfície un camp gravitatori del qual no podria escapar ni la llum. Laplace, de manera general, calculava que qualsevol objecte amb un radi inferior al quocient 2GM/c2 (on G és la constant de gravitació universal de Newton, M la massa de l’objecte i c la velocitat de la llum) compliria aquestes característiques. Laplace deia que aquests objectes serien invisibles, però que de tota manera s’hi podria inferir la seva existència a través de companys lluminosos que orbitessin al voltant seu.
La teoria general de la relativitat d’Albert Einstein (1879-1955) oferia, entre d’altres coses, una nova teoria de gravitació universal (1915). Karl Schwarzschild (1873-1916), en un dels seus darrers treballs, publicà una solució de les equacions de camp d’Einstein sobre la curvatura de l’espai-temps al voltant d’una massa simètrica esfèrica no-rotant. Aquestes solucions s’aplicaren a demostracions experimentals de la teoria general de la relativitat, com la precessió del periheli de Mercuri, la desviació de la llum d’estels observats durant un eclipsi de Sol o la diferència d’energia d’un flux de raigs gamma segons si se’l dirigeix en contra o a favor del camp gravitatori terrestre.
La mètrica de Schwarzschild presentava dues singularitats, una a r = 0, i una altra a r = 2GM/c2. Sobre la segona treballaren Robert Oppenheimer (1904-1967) i Hartland Snyder (1913-1962), i la relacionaren efectivament amb un núvol esfèric de matèria que hagués arribat a tal grau de col·lapse “que es tanqués a tota comunicació amb un observador distant” i del qual objecte “tan sols persistís el seu camp gravitacional”.
De tota manera, la rellevància d’aquests objectes teòrics fou objecte de controvèrsia i, en general, hom pensà que no existien, degut als requeriments de simetria que semblaven demanar. La descoberta dels anomenats “objectes quasi-estel·lars” o quàsars (QSOs), com ara QSO 3C 273, renovà l’interès per aquests objectes teòrics. QSO 3C 273 era una font extragalàctica de radioones (el desplaçament al vermell de 0,158 permetia calcular-hi una distància de 760 megaparsecs), amb una lluminositat un miler de vegades superior a tota la nostra galàxia. Els quàsars serien, doncs, en realitat “nuclis galàctics actius” (AGN), capaços de produir potències de 1039 W.
John Archibald Wheeler (1911-2008), a partir del 1964, estudià la possibilitat que darrera dels quàsars hi hagués una singularitat de densitat infinita. Roy Kerr (*1934) havia estudiat en el 1963 la possibilitat de singularitats d’aquestes característiques en objectes rotacionals. Paral·lelament, Roger Penrose explorava la situació sense l’assumpció de simetria esfèrica.
Penrose introduí nous mètodes matemàtics i topològics per estudiar les singularitats en l’espai temps ocasionades per un col·lapse gravitacional (Penrose, 1965). Treballà amb una superfície atrapada, és a dir una superfície bidimensional amb la propietat que tots els raigs de llum ortogonals a la superfície convergeixen quan són traçats cap al futur. Per a superfícies esfèriques, n’hi ha prou amb ultrapassar el límit del radi de Schwarzschild (o de Laplace) perquè esdevinguin superfícies atrapades. Els diagrames de Penrose representen aquests espais-temps fortament corbats.
Diagrama de Penrose d’un espai de Minkowski infinit
Aquesta aportació de Penrose no tan sols era vàlida per a singularitats cosmològiques associades al col·lapse d’enormes quantitats de massa en el present sinó també per a la singularitat cosmològica inicial del Big Bang. El terme forat negre per designar el producte d’aquests col·lapses gravitatoris, introduït per Robert Dicke en el 1960, fou el que prengué en darrer terme gràcies als treballs de Wheeler.
Sagittarius A*, un objecte compacte supermassiu al centre de la Via Làctia
Establerts els elements bàsics dels “forats negres” gràcies a les aportacions de noms com Wheeler, Penrose, Stephen Hawking, etc., era el torn d’aplicar-los a problemes oberts en el camp de l’astrosfísica. Ben aviat, la idea del forat negre prengué com l’explicació més acceptable dels quàsars: la potent emissió de raigs X i de radioones era el resultat de matèria que queia al damunt d’un forat negre.
Donald Lynden-Bell proposà en el 1969 que en moltes galàxies hi havia d’haver un forat negre supermassiu (de milions de masses solars) en el centre. Penrose i d’altres treballaren en la modelització de l’energia d’aquests objectes, comptant-hi l’aportació deguda a l’acreció de material i a l’energia rotacional (efecte Lense-Thirring).
El llançament del Telescopi Espacial Hubble obrí la possibilitat, a partir del 1994, d’un estudi més detallat de nuclis galàctics actius, com el de la galàxia M87.
Pel que fa a la Via Làctia, el centre es troba en la constel·lació del Sagitari, concretament a la regió Sagitari A (Sgr A). A començament dels anys 1980 s’hi havia descrit Sgr A*, una font compacta de radioones situades a una distància de 25.000 anys-llum. Dos grups de recerca, el de Reinhard Genzel al MPE i el d’Andrea Ghez a UCLA, han acumulat observacions durant dècades dels estels d’aquesta regió. Mentre Genzel utilitza els telescopis de l’ESO a Xile, Ghez fa ús dels de l’Observatori Keck de Hawaii.
Òrbites de diversos estels de Sagittarius A han permès estimar la localització i la massa del forat negre que presideix el centre de la nostra galàxia
Per tal de seguir els estels en una regió tan marcada per la pols interestel·lar, tots dos grups han fet servir observacions en l’infraroig proper (banda K, amb una longitud d’ona de 2,2 μm). Tots dos grups apliquen tècniques adaptatives per tal de maximitzar la resolució. D’aquesta manera Eckart & Genzel (1996) pogueren observar els moviments propis d’estels individuals situats en el centre galàctic.
Ghez et al. (1998) deduïen la presència d’un forat negre supermassiu a Sgr A* a partir dels elevats moviments propis dels estels propers. Des de llavors tots dos grups, i d'altres, han acumulat observacions sobre el centre galàctic refinant les característiques i la massa del forat negre de Sgr A*, que és equivalent a 4 milions de masses solars.
Lligams:
- Pressmeddelande: Nobelpriset i fysik 2020.
- Gravitational Collapse and Space-Time Singularities. Roger Penrose. Physical Review Letters 14: 57-59 (1965).
- Observations of stellar proper motions near the Galactic Centre. A. Eckart, R. Genzel. Nature 383: 415-417 (1996).
- High Proper-Motion Stars in the Vicinity of Sagittarius A*: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Center of Our Galaxy. A. M. Ghez, B. L. Klein, M. Morris, E. E. Becklin. The Astrophysical Journal 509: 678-686 (1998).
Cap comentari:
Publica un comentari a l'entrada