introducción a la cosmología
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Introducción a la Cosmología. Juan Pablo Fernández Ramos Eusebio Sánchez Álvaro CIEMAT Colegio Sagrada Familia de Urgel 29 Noviembre 2012. Prefacio. Enseñar es seducir. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Introducción a la Cosmología
Juan Pablo Fernández RamosEusebio Sánchez ÁlvaroCIEMAT Colegio Sagrada Familia de Urgel 29 Noviembre 2012
Una frase que vale para cualquiera (científico, religioso, filósofo, ciudadano de a pie, ...) :“Saber la respuesta no significa nada. Comprobar lo que sabes (tu conocimiento) lo significa todo” [L.Krauss]
Prefacio ...
Enseñar es seducir.
Bien poniendose “al nivel” del otro ... todos somos ignorantes de lo que está por descubrirse. La ciencia está pensada para el ignorante y para el que tiene una mente abierta.
Bien poniendo en tela de juicio los dogmas que nos rodean.
Y hay algo de lo que váis a escuchar que pone en tela de juicio ciertos dogmas.
La cosmología pretende explicar el origen, la evolución y el destino del universo completo
Para avanzar en la comprensión de la cosmología tenemos que estudiar distancias y tiempos cada vez mas grandes
Para entender un poco más las distancias enormementes grandes de las que hablamos ...
MODELO A ESCALA 1:El sistema solar cabe en el salón, con el Sol siendo una bombilla de 100 wEstralla más cercana: otra bombilla a unos 40 KmGalaxia : 100 mil millones de bombillas extendidas en un disco de un diámetro igual al de la órbita de la Luna
MODELO A ESCALA 2: Sol : una naranja en Madrid Estrella mas cercana: otra naranja en París Galaxia : cabría entre la Tierra y el Sol
MODELO A ESCALA 3: El sol y la estrella más cercana están a 2mm. Entonces, la galaxia sería del tamaño de un campo de fúlbol.
Las escalas no solo son enormes en el espacio sino también en el tiempo. Si comprimimos la historia del cosmos en un año :
Espacio y tiempo están relacionados:
Todo lo que sabemos viene por el hecho de que la luz viaja a velocidad finita (ejemplos: la luz del sol tarda 8 minutos en llegar; si una estrella desaparece en nuestra propia galaxia tardamos 100000 años en darnos cuenta )
La imagen del universo es deformada en el sentido de que no podemos ver el universo tal y como es hoy sino que , debido a que c es finita, vemos los objetos tal y como eran cuando la luz salió de ellos. Vemos una especie de película en el pasado y cuanto más lejos, vemos capítulos más antiguos.
Eso tiene lo positivo de que podemos hacer un mapa de la historia del universo
1ª Parte (I): ¿Cómo surge el universo?¿de dónde surge todo lo que contiene (estrellas
planetas,etc)?
2ª Parte (II): ¿Cómo se forma el universo? ¿por qué se ha formado con la estructura que tiene ?
Daremos un rápido repaso a los pilares teóricos y observacionales de la cosmología moderna y sus relaciones tanto con la formación de estructuras tales como galaxias como con las altas energías.
Viaje al espacio exterior : la cosmología
1ª Parte (I) : ¿Cómo surge el universo?1ª Parte (I) : ¿Cómo surge el universo?
¿de dónde surge todo lo que contiene (estrellas, ¿de dónde surge todo lo que contiene (estrellas, planetas,etc)?planetas,etc)?
"Cada átomo en tu cuerpo vino de una estrella que estalló. Y, los átomos en la mano izquierda probablemente vinieron de una estrella diferente que tu mano derecha. Es realmente la cosa más poética que sé de la física: todos somos polvo de estrellas. Tú no podrías estar aquí si estrellas no hubieran estallado, porque los elementos - el carbón, el nitrógeno, el oxígeno, el hierro, todas las cosas que importan para la evolución - no fueron creados al principio de tiempo. Fueron creados en los hornos nucleares de estrellas y la única manera para que terminaran en tu cuerpo es si esas estrellas fueron suficientemente amables para estallar ... Las estrellas murieron para que pudieran estar hoy aquí." L. Krauss, 2009
En la actualidad creemos que las estructuras cósmicas que conocemos se originaron a partir de una infinitesimal fluctuación cuántica (big bang).
Se conoce por Big Bang al modelo comúnmente aceptado sobre la formación del Universo. Los rasgos fundamentales de este modelo se basan en firmes evidencias observacionales de manera que desde los años 60 el Big Bang y la Cosmología han pasado de la especulación a formar parte de la cultura científica y la física fundamental.
En los últimos años los detalles de este modelo se estan desarrollando a gran velocidad. Esto ocurre paralelamente al desarrollo de nuevas tecnologías y observatorios terrestres y espaciales, que nos abren nuevas ventanas al Universo y sus orígenes.
Bases de la cosmología (evidencias observacionales )
El modelo estándar de la cosmología : El Big Bang
Las galaxias que se alejanEl corrimiento al rojo de las galaxias
Abundancia de elementos ligerosLa mayor parte es hidrógeno y helio
La radiación de fondoEl residuo en radiación de la creación de la materia. Es el 1% del ruido que se ve en un televisor mal sintonizado
¿Cómo se observatodo esto?Potentestelescopios tanto entierra como en elespacioEn muy diferenteslongitudes de onda(no solamente enluz visible)También seobservan otraspartículas quevienen del espacio
El modelo estándar de la cosmología : El Big BangIdea fundamental: El Universo empezó con una gran explosión y desde entonces se está expandiendo y enfriando. Cómo es el universo actual depende de los detalles de la gran explosión, de la composición del universo y de su contenido en enería y materia.
Se puede reconstruir la historia completa del universo estudiando con mucha precisión cómo es hoy en día Empecemos con algunos detalles de la gran explosión
¿Qué tipo de explosión fue?
No fue una explosión en un espacio previa-mente existente
La expansión es consecuencia del big bang, que fue una explosión del propio espacio
De este modo, el universo aparecería cuando la materia explotóde algún lugar en el espacio ya existente. La presión sería más alta en el centro y más baja en vacío que lo redea; esta diferencia de presión empujaría al material hacia fuera
Elespacio en el que vivimos se está expandiendo. No hubo centro de explosión; ocurrió en todas partes. La densidad y la presión erán la misma en todas partes, con lo cual no había la diferencia de presión que surge de una explosión convencional
El modelo estándar de la cosmología : El Big Bang
Un poco de historia ...
1916 -La teoría general de la relatividad de Enistein predice que el espacio debe estar expandiendose o contrayendose1920s – Otros astrónomos y físicos muestran que todas las versiones de la TGR requieren expansión o contracción del espacio1929 – Ley de Hubble1930 – Arthur Eddington explica la ley de Hubble como una expasión del espacio como está descrito por la TGR1930 – Einstein llama a su no aceptar su teoría original como “la mayor metedura de pata de su carrera científica”
The galaxies are moving away from Earth at recessional velocities that increase systematically with distance from our planet (with corresponding increases in redshift).
¿Hay un corrimiento al rojo, por qué?
Sí, se observa corrimiento al rojo, ¿por qué? Porque el espacio al expanderse estira todas las ondas conforme se propagan
El modelo estándar de la cosmología : El Big Bang
¡OJO! No es un efecto→ doppler
1929- Ley de Hubble: Cuanto más lejos esté el objeto que observas, más estirandas estarán todas las ondas y mayor será el corrimiento al rojo de su espectro. El corrimiento al rojo te dice cuán lejos está un objeto o dicho de otro modo ¿qué edad tiene?
Un poco de historia ...
Los objetos se alejanporque el espacio seexpande desde lagran explosión, perolos objetos NO selos objetos NO sehacen más hacen más grandesgrandes, , se se combinan forman-combinan forman-do estructuras do estructuras nuevasnuevas
La velocidad de laexpansión dependedel contenido enenergía del universo
¿ Los objetos no se hacen más grandes también ?
El modelo estándar de la cosmología : El Big Bang
1948 – George Gamow usó los conociemientos de Física Nuclear y TGR para describir el universo primigenio.
Asumió (como LeMaitre) que el universo en sus principios era mucho más caliente y denso de lo que es ahora y que, en el proceso de expansión del espacio, se fue enfriando y fue permitiendo la formación de estructuras.
Quería mostrar cómo las condiciones de materia caliente y densa del universo primige-nio pudieron producir todos los elementos químicos presentes hoy en el universo.
El universo primigenio contenía sólo Higrónego y Helio. Debido a la expansión del espacio y a su efecto de enfriamiento, la nucleosíntesis sólo empezó entre 3 y 4 minutos despues del Big Bang y esencialmente paró después del Helio.
Formación de estructuras
Un poco de historia ...
polvo
H2
Estrellas
¿Cómo surgen los objetos celestes?
En 1957 Burbidge y Fowler mostraron que los elementos mas pesados que el Helio se pueden haber formado en el interior de lasestrellas (por fusión). Los restos de la explosión de estas estre-llas proporcionan nuevos elementos al espacio para que se formen nuevas estrelas con los mismos (como es el caso del sol).
La materia no se distribuye de manera uniformea distancias pequeñas, solamente a distancias muy grandes.
Estudiando cómo se distribuye se puedenentender muchos detalles sobre la evolución del universo y su composiciónActualmente se tiene una imagen bien detallada de cómo se hanformado las grandes estructuras que se observan en el universo
Se han catalogado más de 100 millones de objetos celestes, y hay muchos más proyectos previstos para catalogar másobjetos y más lejanos. El objeto más lejano que se conoce es una galaxia con z=8, lo que significa que la vemos como era hace 12979 millones de años, y que actualmente está a 29838 millones de años luz de distancia
Homogeneidad e isotropia :”pºCosmológico”
= A los 300.000 años el universo todavía estaba poblado por un plasma caliente de núcleos de átomos, electrones y protones que no permitía el paso de la radiación (fotones).
= Después esos núcleos de átomos atraparon electrones y la materia empezó a ser neutra permitiendo el paso de la radiación. El universo ya era transparente. = brillo residual (radiacion de fondo). La predicción del Big Bang es que debe haber radiación (brillo residual) de este tipo viniendo por todas partes procedente de una especie de horizonte de sucesos (superficie o instante del universo en el que se paso de un universo opaco a otro transp. )
Prueba del Big Bang: la radiación de fondo de microondas
= Big Bang
“muro” (no pasa radiacion)
Plasma (no neutro) Linea temporal
No podemos ver hasta el Big Bang. Hay un “muro” entre medias. Ese muro es opaco y no podemos ver lo que está más allá.
Ese brillo residual de la aparición de la materia tal y como la conocemos (atomos neutros) todavía se puede observar hoy
Pero ya no es luz visible, porque seha enfriado desde su origen hasta hoy (se observa en la franja de micro-ondas [longuitud de onda])
Estudiando con mucha precisióneste brillo residual, se puedeobtener mucha información acercadel universo
Procede de cuando el universo tenía380000 años de edad. Es decir, dehace unos !!13600 millones deaños!!
Si el universo fuera una persona de 80 años, esta radiación sería unafoto de cuando tenía ¡¡13 meses!!
Big Bang y la radiación de fondo de microondas
Demos un paso más : ¿por qué el universo es así, por qué tiene la estructura que tiene?
EN RESUMEN :Todo comienza con una gran explosión en el espacio (compatible con una fluctuación cuántica)
La distribución de materia a gran escalaLas galaxias se distribuyen en cúmulos y vacíos
Las supernovas de tipo IaNos permiten conocer cómo es la expansión delespacio
Los movimientos de los objetos (rotaciónde galaxias, cúmulos...)Nos permiten conocer la distribución de materiaporque están controlados por la gravedad
Evidencias observacionales
2ª Parte (II) : ¿Cómo se forma el universo? ¿por qué se ha formado con la estructura que tiene
?
¿Gravedad? Sí, pero con algo más que materia
Las supernovas tipo 1a: candelas estándar
Se utilizaron por primera vez en 1998Por su enorme brillo, se pueden ver adistancias enormes
Esto permite obtener informaciónsobre la composición y la geometríadel universo
Todas brillan lo mismo porque soniguales. Se producen en sistemasbinarios, cuando una enana blancaabsorbe material de su compañeragigante hasta que explota
Por eso son “candelas estándar”: Sepueden utilizar como indicadores dedistancia. Si brillan menos es porqueestán más lejos, puesto que sabemosque en realidad son todas iguales
Han producido el descubrimiento másimportante de los útimos años
Los “movimientos” de los objetos celestes
La única fuerza que actúa es la gravedadEstudiando los “movimientos” de los objetosse puede medir la masa que tienen yentender el contenido de materia delUniverso
Según como sea su “movimiento” recibiremos líneas de absorción diferentes ( a mayor velocidad de dispersión mayor grosor )
Con todo esto se llega a los parámetros cosmológios
Además, dependiendo de la proporción de energía de cada tipo, el universo puede expandirse para siempre o colapsarse sobre sí mismo en el futuro
Utilizando las observaciones anteriores, se puededescribir el universo utilizando una serie deparámetros (densidades de energía, materia yradiación, curvatura y energía del vacío)
Dependiendo de sus valores, la geometría deluniverso puede ser abierta, plana o cerrada
Al valor de la densidad que hace que la geometríasea plana se le llama densidad crítica
Universo plano (geometría euclídea)
Universo cerrado
Universo abierto
Combinando todas las observaciones que se han hecho sobre el universo y comparando con la teoría podemos obtener los parámetros cosmológicos. La precisión a la que se está llegando en algunos casos es admirable ( ej.: ¡ 2 % en Ωtot ! )
Parámetros cosmológios
¿Por qué estos valores y no otros? ¿por qué esas cantidades relativas de materia/ antimateria, H/He, H/deuterio, n/p, por qué el valor de esas constantes de acoplo de cada fuerza (incluyendo G), por qué ese balance entre T y P al pº del universo, por qué la habilidad de las estrellas para producir C (esencial para la vida), etc?
Algunos de esos parámetros son interdependientes pero el punto importante es que si alguno hubiera cambiado por una pequeña/moderarda cantidad, el universo no nos hubiera llevado a condiciones que eventualmente hacen posible la vida inteligente (más al final)
... y, por si fuera poco, hay más “parámetros” en juego ... la gran sorpresa: el lado oscuro del universo
El 95% del contenido en energía del universo es desconocido. El Modelo Estándar de las partículaselementales solamente describe el 5% restante
La gran sorpresa: el lado oscuro del universoTodas las observaciones concuerdan con un cosmos Oscuro
1)Las medidas de la radiación de fondonos dicen que la densidad deluniverso es la densidad crítica: Ωtot=1
2)Las medidas de la estructura a granescala y el movimiento de los objetosnos dicen que la cantidad de materiaordinaria no es suficiente para llegar ala densidad crítica...¡¡¡Y que la mayorparte de la materia del universo esdiferente a la que hay en la Tierra!!!MATERIA OSCURA
3)Las medidas de supernovas de tipo Ia encuentran la densidad que falta enuna misteriosa forma de...¡¡¡ENERGÍAOSCURA!!!El descubrimiento más importante delos últimos años en cosmología y enfísica en general
1) el universo tuvo un comienzo
2) el universo se expande y la masa-energía conocida del universo no puede explicar el ritmo de expansión del universo
El cosmos es grande, oscuro y vacío
Desvelar lanaturaleza dellado oscuro es elmayor reto alque se enfrentala física
La materia oscura y la energía oscura NO ESTÁN en el Modelo Estándar de las partículas elementales (teoría INCOMPLETA). Son las dos piezas más relevantes del universo. No sabemos practicamente nada de ellas aunque el curso del universo viene marcado por ellas. La materia oscura tiende a mantener el universo unido, mientras que la energía oscura lo dispersa.
Los problemas de la cosmología y de la física de partículas soncomunes :¿ Qué es la materia oscura? No se sabe nada, hay algunaspropuestas que vienen de lasteorías que son extensiones delModelo Estándar. Se conoce por sus efectos gravitacionales.
¿Qué es la energía oscura? Sesabe menos aun. No hay ningúncandidato conocido salvo la“energía del vacío”, que está enprofundo desacuerdo con elModelo Estándar
La energía oscura es tan extraña que provoca una fuerza de gravedadrepulsiva, y esto hace que la expansión del universo no se frene, sino que se acelere. El universo tiene geometría plana, pero se expandirá para siempre, y cada vez más rápido.
Se cree que en el pasado la energía oscura no era dominante y la fuerza dominante era la gravedad. Para los observadores de esa época se producía una desaceleración en la velocidad de expansión del Universo, situación que hace entre 5000 y 10.000 millones de años se invirtió.
Si la tendencia sigue el Universo se expandirá cada vez más rápido hasta que esté prácticamente vacío de objetos. Conforme lleguemos a ese punto la información que nos permitió saber sobre la existencia del Big Bang habrá desaparecido para siempre, produciéndose una suerte de olvido cósmico. Las civilizaciones que surjan por entonces no podrán saber sobre el verdadero pasado del Universo porque carecerán de los datos observacionales.
El principal problema para el futuro es descubrir la naturaleza del lado oscuro del universo
Problemas comunes a física de partículas y cosmología
¿Por qué?
COSMOLOGÍA (relatividad general) ➛ OBJETOS MASIVOSFÍSICA DE PARTÍCULAS (Modelo Estándar)➛ OBJETOS PEQUEÑOS
En situaciones habituales nunca hay necesidad de utilizar las dos teorías juntas. Los objetos o bien son
masivos o bien son pequeños. Nunca ambas cosas a la vez.
PERO
El BIG BANG (el universo en sus primeros instantes) fue tanto masivo (masa completa del universo) como
pequeño (puntual)
Ambas disciplinas están directamente relacionadas
Problemas comunes a física de partículas y cosmología
El exitoso Modelo Estándar solamente describe un
5% del universo
No estamos hechos de la misma materia que la
mayoría de la materia del universo
¿Volvemos a la edad media?
El 95% restante del universo es absolutamente
desconocido
Para ir más allá en la descripción del cosmos
se necesita extender la teoría
Posibles extensiones (conocidas)
Dimensiones ocultas delespacio-tiempo
Nuevas partículaselementales
Nuevas fuerzas fundamentales hasta ahora desconocidas
Colisionadores (presentes y futuros): LHC, Tevatrón...Física de neutrinos: Double-Chooz, NEXT...Experimentos de física deastropartículas: AMS, CTA, MAGIC, ArDM...Proyectos de cosmología: DES, PAU
El CIEMAT tiene abiertos frentes de investigación en todos estos los experimentos aquí mencionados.
CIEMAT - Investigación puntera.
¿Cómo estudiar estas posibilidades?
Copernico decía que no vivimos en ningún lugar predilecto o privilegiado y tenía razón ... pero hay más...
*) La cosmologia es una ciencia.
*) Estamos dominados por nada :Vivimos en un universo dominado por nada: el 70% de la energía del universo reside en el espacio vacío (esa es la constante cosmológica). Un 25 % restante es materia oscura. Osea que si quitaras la materia de la que estamos todos formados y todas las estrellas, planetas, etc no pasaría nada ( el universo casi ni se daría cuenta ... )
*) Somos resultado de la selección natural cósmica :Vivimos en un universo que permite la formación de galaxias, estrellas, ... y astrónomos
*) Aunque no vivimos en un lugar privilegiado somos privilegiados :Vivimos en un momento especial : en el momento especial en el que podemos ver lo especial que somos. Pertenecemos a una época privilegiada en la que podemos saber el origen y evolución del Universo. La ventana temporal a través de la cual una civilización inteligente puede conocer la verdadera naturaleza del Universo es muy estrecha y nos ha tocado vivirla.
Destellos
ResumenResumenEl universo se expandeEl contenido del universo surge de la formación de estructuras complejas a partir de otras más simplesSu estructura no se puede explicar sin la existencia de materia oscuraSu evolución no se puede explicar sin la existencia de energía oscura¿qué había antes? “nada” (estructura del vacío cuántica )
El universo se observa que es plano. En un universo plano se prueba que ET = 0. Un universo así puede empezar de nada : fluctuaciones cuánticas pueden producir el universo sin necesidad de nada más.
Agradecimientos :
Pablo García Abia
* por brindarme la oportunidad de estar aquí hoy,
* por sus explicaciones, aclaraciones, puntualizaciones, etc y
* por animarme a afrontar este reto de la divulgación científica
Cualquier teoría nueva que surga en el futuro o ya existente sobre el origen y evolución del universo tiene que predecir lo que ya se ha observado y si no lo predice no será una teoría creíble.
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Una frase que vale para cualquiera (científico, religioso, filósofo, ciudadano de a pie, ...) :“Knowing your answer means nothing. Testing your knowledge means everything” [Krauss]
...Si diera por hecho que estáis interesados estaría cometiendo un error. Enseñar es seducir. Uno necesita alcanzar a quien esta al otro lado para que sienta interes por lo que dices y empiece a escucharte. Sin conexión, no hay atención y sin atención no hay aprendizaje.
Hay muchas formas de seducción. Una de ellas la inició Sócrates, bajandose del pedestal de “los sabelotodo“ y poniendose “al nivel” del otro (en cierto modo). Lo que Sócrates se atrevió un día a decir, nos lleva a pensar que no hay nada malo en ser ignorante, porque todos somos ignorantes de lo que está por descubrirse.
La ciencia está pensada para el ignorante no para el que cree que no hay que estudiar porque la respuesta a todo fue ya dada y está ya escrita en un libro sagrado. La ciencia está escrita para el que tiene una mente abierta.
Pero cuando uno se abre a algunas cosas, ¿se está ineludiblemente cerrando a otras ? Esa es la cuestión : ¿puede la ciencia enriquecer la religión o tiene siempre que destruirla? Ya en sus días Galileo dijo que ser superior no nos habría dado un cerebro y la capacidad de pensar si no fuera para eso mismo, para poner en tela de juicio los dogmas que nos rodean. Bueno, dijo para estudiar la naturaleza, la realidad que nos rodea, pero lo de poner en tela de juicio nos lleva a otra forma de seducción porque ¿a quién si no a un adolescente o a un inconformista le gusta poner en tela de juicio a todo ?
Y hay algo de lo que váis a escuchar que pone en tela de juicio ciertos dogmas.
Para entender un poco más las distancias enormementes grandes de las que hablamos ...
0.6
The Big Bang can be mentally related to the above-mentioned singularity event by imagining that the expansion is run in reverse (like playing a film backwards): all materials that now appear as though moving outward (as space itself expands) would, if reversed in direction, then appear to ultimately converge on a "point of origin".
Los agujeros negros son los restos de algunas estrellas que antaño eran tan masivas que cuando se estaba agotando la energía producida por la fusión nuclear fue vencida por la propia gravedad, compactando los restos de la estrella muerta en un cuerpo celeste tan denso que ni tan siquiera la luz es capaz de escapar de su interior. A pesar de que el término “agujero negro” puede inducir a pensar lo contrario, los agujeros negros no son agujeros ni tampoco negros, como ya veremos. Sin embargo poseen una característica que los diferencia del resto y es que los agujeros negros tienen un horizonte de sucesos.
El horizonte de sucesos es la región del espacio tiempo que envuelve al agujero negro en la cual ninguna partícula que se encuentre en su interior será capaz de escapar por mucha velocidad que alcance. Ni tan siquiera a la velocidad de la luz. ¿Dónde va a parar toda la información física de la materia que cae a un agujero negro? Es una de las muchas preguntas que se pueden formular cuando se trata de explicar cómo funcionan los agujeros negros y, en último caso, cómo funciona la gravedad.
Cuando hablamos de información física no se trata en exclusiva de información como podemos entender en informática. El significado de información física es más general, y podemos decir que información física son todos los valores de las magnitudes físicas que se intercambian en una interacción. Por ejemplo, cuando colisionan dos bolas de billar en una mesa para luego cambiar su trayectoria, en el instante de la colisión hay una serie de datos relevantes que contienen información física, como son la masa, la velocidad, la energía cinética, etcétera. Todos esos cambios influyen y son susceptibles de ser medidos de manera que cada una de esas bolas nos puede decir de dónde vino y a dónde va, gracias a que esa información física es medible.
Volviendo a los agujeros negros. Éstos absorben la materia circundante mediante su poderosa atracción gravitatoria. Por acción de la gravedad, los objetos de menor masa van cayendo hacia el horizonte de sucesos y en las inmediaciones de éste se van arremolinando formando lo que se conoce como “disco de acrección” para finalmente, una vez rebasen el límite del horizonte de sucesos, no volver a salir nunca. El científico inglés Stephen Hawking propuso que los agujeros negros podían "evaporarse" mediante un proceso muy curioso denominado Radiación de Hawking.
Hemos dicho que un agujero negro tiene un horizonte de sucesos del que nada puede escapar. ¿Cómo es posible que se evapore? La clave está en el vacío. En un vacío que, a nivel cuántico, no es lo mismo que la nada. El vacío cuántico es, en cambio, un agitado mundo en el cual se están creando constantemente pares de partícula-antipartícula que se desintegran rápidamente. Esto se debe al principio de incertidumbre, que en una de sus versiones se puede interpretar como que es posible pedir prestada una cantidad de energía al vacío siempre que se le devuelva en un tiempo determinado.
Así que en efecto es posible que de la "nada" se cree un par partícula-antipartícula que se llega a desintegrar muy deprisa. Son llamadas partículas virtuales, como contraposición a las partículas reales. Las partículas virtuales existen durante un periodo muy breve de tiempo y explican multitud de desintegraciones que se observan en los aceleradores de partículas y que son imposibles de explicar sin considerar interacciones de este tipo. Dejando la filosofía a un lado, para explicar en qué consiste la Radiación de Hawking supongamos que justo en el borde de un agujero negro se crea un par de estos. Por ejemplo, un electrón y un positrón.
El problema viene cuando un miembro de este par, por ejemplo el electrón, cae dentro del horizonte de sucesos. El positrón en cambio para respetar la conservación de la energía y de la cantidad de movimiento en lugar de caer en el horizonte de sucesos, se aleja. En esta situación, jamás volverán a encontrarse para aniquilarse y devolver al vacío la deuda de energía que contrajeron. Observemos que la partícula que salió deja de ser virtual y pasa a ser real. El agujero negro es el que cede al vacío la energía utilizada para crear el par electrón-positrón. Y mientras tanto, el positrón se aleja.
Lo que ha ocurrido netamente es que el agujero negro ha perdido un poco de energía y ha emitido un positrón. Obviamente, vale para cualquier par partícula-antipartícula. Esto es la Radiación de Hawking y permitiría que eventualmente el agujero negro se desintegrase con el paso del tiempo. Hay que recalcar que todavía no existe evidencia experimental sobre la radiación de Hawking, aunque se cree que es cuestión de tiempo. Aunque se están emitiendo partículas, en realidad no portan ninguna clase de información sobre el interior del horizonte de sucesos. Es decir, nada de lo que cae afecta realmente a lo que se emite. El positrón emitido nunca ha estado en contacto con la materia que forma el agujero negro y no sabe nada de lo que hay dentro.
Esta independencia entre un hecho y otro se convierte en paradoja cuando uno se plantea la situación de que el agujero negro termina por evaporarse completamente, habiendo emitido durante una cantidad enorme de tiempo toda su masa-energía al espacio.