Es diu que la realitat és de vegades més estranya que la ficció, i enlloc és més cert que en el cas dels forats negres. Els forats negres són més estranys que qualsevol cosa inventada pels escriptors de ciència-ficció, però són qüestions rotundament reals de la ciència.

La primera anàlisi sobre els forats negres va ser el 1783, autoria d’un professor de Cambridge, John Michell. El seu argument funcionava de la manera següent: si es dispara una partícula, com ara una bala de canó, verticalment cap amunt, anirà sent frenada per la gravetat. Al final, la partícula deixarà de pujar i començarà a retrocedir. No obstant això, si la velocitat inicial ascendent fos més gran que un cert valor crític, anomenat velocitat d’escapament, la gravetat no seria prou forta per aturar la partícula, i s’escaparia. La velocitat d’escapament per a la Terra és d’aproximadament onze quilòmetres per segon, i d’uns sis-cents disset quilòmetres per segon per al Sol. Són dues velocitats molt més elevades que les de les bales de canó reals, però són petites en comparació amb la velocitat de la llum, que és de tres-cents mil quilòmetres per segon. Així, la llum es pot allunyar de la Terra o del Sol sense gaire dificultat. No obstant això, Michell va argumentar que hi podria haver estrelles molt més massives que el Sol i que tinguessin velocitats d’escapament més grans que la velocitat de la llum. En aquest cas no les podríem veure perquè qualsevol llum que enviessin seria arrossegada cap enrere per la gravetat. Per tant, serien el que Michell va anomenar estrelles fosques, i que ara anomenem forats negres.

Per entendre’ls, cal partir de la gravetat, que és descrita per la teoria de la relativitat general d’Einstein, la qual és també una teoria de l’espai i del temps a més de ser-ho de la gravetat. El comportament de l’espai i del temps és governat per un sistema d’equacions anomenades equacions d’Einstein, proposades pel científic el 1915. Encara que la gravetat és, de molt, la més feble de les forces conegudes de la naturalesa, té dos avantatges crucials sobre les altres forces. Primer, té llarg abast. La Terra es manté en òrbita al voltant del Sol, a cent cinquanta milions de quilòmetres de distància, i el Sol es manté en òrbita al voltant del centre de la galàxia, a uns deu mil anys llum de distància. El segon avantatge és que la gravetat sempre és atractiva, a diferència de les forces elèctriques, que poden ser atractives o repulsives. Aquestes dues característiques signifiquen que per a un estel prou gran, l’atracció gravitatòria entre les partícules que la formen pot dominar sobre totes les altres forces i conduir a un col·lapse gravitatori. Però la comunitat científica va trigar a adonar-se que estrelles prou massives podrien col·lapsar-se sobre si mateixes sota la seva pròpia gravetat i a descobrir com es comportaria l’objecte resultant. Albert Einstein fins i tot va escriure un article, el 1939, en què afirmava que les estrelles no podien col·lapsar sota la gravetat, perquè la matèria no podia ser comprimida més enllà d’un cert punt. Molts científics van compartir la reacció instintiva d’Einstein. La principal excepció va ser el científic nord-americà John Wheeler, que en molts sentits és l’heroi de la història dels forats negres. En el seu treball en els anys cinquanta i seixanta, va emfatitzar que moltes estrelles acaben per col·lapsar-se i va explorar els problemes que això planteja per a la física teòrica. També va preveure moltes de les propietats dels objectes en què es converteixen les estrelles en col·lapsar-se, és a dir, els forats negres.

Durant la major part de la vida d’una estrella normal, durant milers de milions d’anys, l’estrella es manté contra la seva pròpia gravetat per la pressió tèrmica causada per processos nuclears que converteixen l’hidrogen en heli. Al final, però, l’estrella acabarà per exhaurir el seu combustible nuclear i es contraurà. En alguns casos, pot ser capaç de mantenir-se com una estrella nana blanca. Però Subrahmanyan Chandrasekhar va demostrar, el 1930, que la massa màxima de les nanes blanques és aproximadament 1,4 vegades la massa del Sol. Una massa màxima similar va ser calculada pel físic rus Lev Landau per a les estrelles formades completament per neutrons.

Quin seria el destí de les innombrables estrelles amb una massa més gran que la massa màxima d’una nana blanca o una estrella de neutrons un cop hagin esgotat el seu combustible nuclear? El problema va ser investigat per Robert Oppenheimer, famós posteriorment a causa de la bomba atòmica. En un parell d’articles del 1939, amb George Volkoff i Hartland Snyder, va demostrar que un estel així no podria ser sostingut per la pressió, i que si se sobrepassava la pressió, un estel uniforme i esfèricament simètric es contrauria sistemàticament a un punt de densitat infinita. Aquest punt es diu singularitat. Totes les teories de l’espai estan formulades suposant que l’espaitemps és llis i gairebé pla, de manera que deixen de valdre en la singularitat, on la curvatura de l’espaitemps és infinita. De fet, la singularitat marca el final de l’espai i del temps. Això és el que Einstein va trobar tan qüestionable.

Llavors va començar la Segona Guerra Mundial. La majoria dels científics, inclòs Robert Oppenheimer, van canviar la seva atenció vers la física nuclear, i el problema del col·lapse gravitatori va ser en gran part oblidat. L’interès en el tema va reviure amb el descobriment d’objectes distants anomenats quàsars. El primer quàsar, 3C273, va ser descobert el 1963. Aviat se’n van descobrir molts altres. Els quàsars són brillants tot i que estan a grans distàncies. Els processos nuclears no poden explicar-ne la producció d’energia, perquè alliberen només una petita fracció de la seva massa en repòs com energia pura. L’única alternativa era l’energia gravitatòria alliberada pel col·lapse.

El col·lapse gravitacional de les estrelles va ser redescobert. Estava clar que una estrella esfèrica uniforme es contrauria fins a un punt de densitat infinita, una singularitat. Però què passaria si l’estrella no fos uniforme i perfectament esfèrica? Podria això fer que diferents parts de l’estrella passessin de llarg les unes de les altres, i s’evités una singularitat? En un article notable del 1965, Roger Penrose va demostrar, utilitzant només el fet que la gravetat és atractiva, que es continuaria produint una singularitat.

Les equacions d’Einstein no es poden definir en una singularitat, cosa que vol dir que en aquest punt de densitat infinita no podem predir el futur. Això implica que alguna cosa estranya podria succeir cada vegada que es col·lapsa alguna estrella. No ens veuríem afectats per la ruptura de la predicció si les singularitats no estiguessin nues, és a dir, no estiguessin protegides de l’exterior. Penrose va proposar la Conjectura de Censura Còsmica, segons la qual totes les singularitats formades pel col·lapse d’estrelles o d’altres cossos estan ocultes a la vista, dins de forats negres, on la gravetat és tan forta que la llum no en pot escapar. Gairebé segurament la conjectura de censura còsmica és certa, perquè diversos intents de refutar-la han fracassat.

Quan John Wheeler va introduir el terme forat negre el 1967, va reemplaçar el nom anterior d’estrella congelada. La denominació de Wheeler va posar en relleu que els romanents d’estrelles col·lapsades tenen interès per dret propi, independentment de com es van formar. El nou nom va ser acceptat ràpidament.

Des de fora, no podem dir què hi ha dins d’un forat negre. Sigui el que sigui que hi llancem, els forats negres que es formen tenen el mateix aspecte. John Wheeler va expressar aquest principi amb la frase «Els forats negres no tenen pèls».

Un forat negre té una frontera anomenada horitzó d’esdeveniments. És on la gravetat es fa prou forta per arrossegar la llum cap enrere i evitar que s’escapi. Com que res no pot viatjar més ràpid que la llum, totes les altres coses també seran arrossegades cap enrere. Caure a través de l’horitzó d’esdeveniments s’assembla en certa manera a passar les Cascades del Niàgara en una canoa. Si estem per sobre de les cascades, podem escapar-ne si remem prou ràpid, però un cop ens situem sobre la vora de les cascades estem perduts. No hi ha marxa enrere. Quan ens acostem a les cascades, el corrent es fa més ràpid. Això vol dir que l’aigua estira la canoa més fort a la proa que a la popa, amb perill que la canoa es parteixi. El mateix passa amb els forats negres. Si caiem cap a un forat negre, primer la gravetat estirarà més fort els peus que el cap, perquè estan més a prop del forat negre. El resultat és que serem estirats longitudinalment i aixafats pels costats. Si el forat negre tingués una massa d’unes poques vegades la del Sol, seríem esquinçats i convertits en espaguetis abans d’arribar a l’horitzó. Però si caiguéssim en un forat negre molt més gran, amb una massa de més d’un milió de vegades la massa del Sol, arribaríem a l’horitzó sense dificultat. Així doncs, si voleu explorar l’interior d’un forat negre, assegureu-vos de triar-ne un de gran. Al centre de la nostra galàxia, la Via Làctia, hi ha un forat negre amb una massa d’aproximadament quatre milions de vegades la del Sol.

Tot i que en caure en un forat negre gran no notaríeu res en particular, algú que us observés des de lluny mai no us veuria creuar l’horitzó d’esdeveniments, sinó que li semblaria que anàveu frenant i us quedàveu surant just a fora. La vostra imatge es tornaria més i més tènue, i més i més vermella, fins que efectivament es perdés de vista. Pel que fa al món exterior, us hauríeu perdut per sempre.

Poc després del naixement de la meva filla Lucy, mentre em ficava al llit, vaig descobrir el teorema de l’àrea. Si la relativitat general és correcta i la densitat d’energia de la matèria és positiva, com sol ser el cas, l’àrea de la superfície de l’horitzó d’esdeveniments té la propietat que quan hi cauen matèria o radiació addicionals sempre augmenta. A més, si dos forats negres xoquen i es fusionen en un únic forat negre, l’àrea de l’horitzó d’esdeveniments del forat negre resultant és més gran que la suma de les àrees dels horitzons d’esdeveniments dels forats negres originals. El teorema de l’àrea pot ser posat a prova experimentalment per la instal·lació LIGO (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory). El 14 de setembre de 2015, LIGO va detectar ones gravitacionals de la col·lisió i fusió d’un forat negre binari. A partir de la forma de l’ona, es poden estimar les masses i els moments angulars dels forats negres, i segons el teorema sense pèl, aquests determinen les àrees dels horitzons.

Aquestes propietats suggereixen que hi ha una analogia entre l’àrea de l’horitzó d’esdeveniments d’un forat negre i el concepte d’entropia de la termodinàmica de la física clàssica convencional. L’entropia es pot considerar com una mesura del desordre d’un sistema, o de manera equivalent, com una manca de coneixement del seu estat precís. La famosa segona llei de la termodinàmica diu que l’entropia sempre augmenta amb el temps. Aquest descobriment va ser la primera indicació d’aquesta connexió crucial.

L’analogia entre les propietats dels forats negres i les lleis de la termodinàmica pot ser ampliada. La primera llei de la termodinàmica diu que un petit canvi en l’entropia d’un sistema va acompanyat d’un canvi proporcional en l’energia del sistema. Brandon Carter, Jim Bardeen i jo vam trobar una llei similar que relaciona el canvi en la massa d’un forat negre amb un canvi en l’àrea de l’horitzó d’esdeveniments. El factor de proporcionalitat fa intervenir una magnitud anomenada gravetat superficial, que és una mesura de la intensitat del camp gravitatori a l’horitzó d’esdeveniments. Si s’accepta que l’àrea de l’horitzó d’esdeveniments és anàloga a l’entropia, la gravetat superficial és anàloga a la temperatura. La semblança es veu reforçada pel fet que la gravetat superficial resulta ser la mateixa en tots els punts en l’horitzó d’esdeveniments, de la mateixa manera que en un cos en equilibri tèrmic la temperatura té el mateix valor arreu.

Encara que hi ha clarament una similitud entre l’entropia i l’àrea de l’horitzó d’esdeveniments, no resultava obvi com l’àrea podria ser identificada com l’entropia d’un forat negre. Què s’entén per l’entropia d’un forat negre? El suggeriment crucial va ser fet el 1972 per Jacob Bekenstein, que era un estudiant graduat a la Universitat de Princeton i va establir que quan es produeix un forat negre per col·lapse gravitacional, s’estabilitza ràpidament en un estat estacionari caracteritzat per tres paràmetres: la massa, el moment angular i la càrrega elèctrica.

Això fa que sembli que l’estat final del forat negre és independent de si el cos que ha col·lapsat estava compost de matèria o d’antimatèria, o de si era esfèric o de forma molt irregular. En altres paraules, un forat negre de massa, moment angular i càrrega elèctrica donats podria haver-se format pel col·lapse d’una configuració qualsevol de matèria d’entre una gran quantitat d’altres diferents configuracions. Així, el que sembla ser un mateix forat negre podria haver-se format pel col·lapse d’una gran quantitat de diferents tipus d’estrelles. De fet, si no es tenen en compte els efectes quàntics, el nombre de configuracions seria infinit, ja que el forat negre podria haver estat format pel col·lapse d’un núvol d’un nombre indefinidament gran de partícules de massa indefinidament petita. Però podria el nombre de configuracions ser realment infinit?

És ben sabut que la mecànica quàntica involucra el principi d’incertesa, que estableix que és impossible mesurar alhora la posició i la velocitat de qualsevol objecte. Si es mesura amb exactitud on hi ha una cosa, la seva velocitat queda indeterminada. Si se’n mesura la velocitat, en queda indeterminada la posició. A la pràctica, això vol dir que és impossible localitzar molt cap cosa. Suposem que volem mesurar la grandària d’alguna cosa; per a això cal saber on són els extrems d’aquest objecte en moviment. Mai no ho podem fer del tot acuradament, perquè això suposaria que mesurem alhora les posicions i les velocitats d’un objecte. Per tant, és impossible determinar acuradament la grandària d’un objecte. Tot el que podem fer és dir que el principi d’incertesa impedeix dir amb precisió quina és realment la grandària dels objectes. Se segueix que el principi d’incertesa imposa un límit en la grandària de les coses. Després d’un xic de càlculs s’obté que per a un objecte de massa donada hi ha una grandària mínima. Aquesta grandària mínima és petita per als objectes pesants, però a mesura que es consideren objectes més i més lleugers, la grandària mínima es va fent més i més gran. Es pot pensar que aquesta grandària mínima és una conseqüència del fet que en mecànica quàntica els objectes poden ser considerats com a partícula o com a ona. Com més lleuger és un objecte, més llarga n’és la longitud d’ona i per tant més escampat està. Com més pesant és, en canvi, més petita n’és la longitud d’ona i per tant semblarà més compacte. Quan es combinen aquestes idees amb les de la relativitat general, se’n dedueix que només els objectes més pesants que una certa massa poden formar forats negres. Aquest pes és de l’ordre del d’un gra de sal. Una altra conseqüència d’aquestes idees és que el nombre de configuracions que podrien formar un forat negre de massa, moment angular i càrrega elèctrica donats, encara que és molt gran, pot ser finit. Jacob Bekenstein va suggerir que a partir d’aquest nombre finit es podria interpretar l’entropia d’un forat negre, que constituiria una mesura de la quantitat d’informació que sembla que es perd irremeiablement en el col·lapse que dóna lloc al forat negre.

L’inconvenient aparentment fatal del suggeriment de Bekenstein era que si un forat negre té una entropia finita proporcional a l’àrea del seu horitzó d’esdeveniments, també ha de tenir una temperatura diferent de zero, proporcional a la seva gravetat superficial. Això implicaria que un forat negre podria estar en equilibri amb la radiació tèrmica a una temperatura diferent de zero. Si no fos així, segons els conceptes clàssics aquest equilibri no seria possible, ja que el forat negre absorbiria qualsevol radiació tèrmica que hi caigués, però per definició no seria capaç d’emetre res a canvi, ni tan sols calor.

Això va suscitar una paradoxa sobre la naturalesa dels forats negres, els objectes increïblement densos creats pel col·lapse de les estrelles. Una teoria suggeria que forats negres amb qualitats idèntiques podrien formar-se a partir d’un nombre infinit de diferents tipus d’estrelles. Una altra suggeria que el nombre podria ser finit. Es tracta d’un problema d’informació: la idea que cada partícula i cada força de l’Univers conté informació.

Com que els forats negres no tenen pèls, com va dir John Wheeler, des de l’exterior no podem dir el que hi ha dins d’un forat negre, a part de la seva massa, càrrega elèctrica i moment angular. Això vol dir que un forat negre ha de contenir una gran quantitat d’informació oculta al món exterior. Però hi ha un límit en la quantitat d’informació que es pot encabir en una regió de l’espai. La informació requereix energia i l’energia té massa, segons la famosa equació d’Einstein, E = mc². Llavors, si en una regió de l’espai hi ha massa informació, col·lapsarà en un forat negre, la grandària del qual reflectirà la quantitat d’informació. És com apilar més i més llibres en una llibreria. Al final, les prestatgeries cediran i la llibreria es col·lapsarà en una mena de forat negre.

Si la quantitat d’informació oculta dins d’un forat negre depenia de la grandària del forat, un esperaria dels principis generals que el forat negre tindria una temperatura i brillaria com un metall calent. Però això resultava impossible, perquè com tothom sabia, res no podria sortir d’un forat negre. O això es creia.

Aquest problema va perdurar fins a començaments del 1974, quan jo investigava si el comportament de la matèria en les proximitats d’un forat negre estaria d’acord amb la mecànica quàntica. Amb gran sorpresa, vaig trobar que el forat negre semblava emetre partícules a un ritme constant. Com tots els altres investigadors en aquella època, havia acceptat la idea que un forat negre no pot emetre res. Per tant, vaig fer un gran esforç per desfer-me d’aquest efecte tan compromès. Però com més hi pensava, més es negava a desaparèixer, de manera que al final vaig haver d’acceptar-lo. El que finalment em va convèncer que era un procés físic real era que les partícules sortints tenen un espectre que és precisament tèrmic. Els meus càlculs van predir que un forat negre crea i emet partícules i radiació, com si fos un cos calent ordinari, amb una temperatura proporcional a la seva gravetat superficial, i inversament proporcional a la seva massa. Això va fer que el suggeriment problemàtic de Jacob Bekenstein, que un forat negre tenia una entropia finita, resultés totalment consistent, ja que implicava que un forat negre podria estar en condicions tèrmiques d’equilibri a una temperatura finita diferent de zero.

A partir d’aquell moment, l’evidència matemàtica que els forats negres emeten radiació tèrmica ha estat confirmada per altres investigadors des de diferents enfocaments. Una manera d’entendre l’emissió és la següent. La mecànica quàntica implica que tot l’espai està ple de parells de partícules i antipartícules virtuals que es materialitzen constantment en parelles, se separen i després es tornen a unir i s’anihilen mútuament. Aquestes partícules s’anomenen virtuals perquè, a diferència de les partícules reals, no poden ser observades directament pels detectors de partícules. Però els seus efectes indirectes poden mesurar-se, i la seva existència ha estat confirmada per un petit desplaçament, anomenat efecte Lamb, que produeixen en l’energia de l’espectre de la llum d’àtoms d’hidrogen excitats. Ara bé, en presència d’un forat negre, un membre d’un parell de partícules virtuals pot caure en el forat i deixar l’altre membre sense parella amb qui anihilar-se. La partícula o antipartícula supervivent pot caure en el forat negre després del seu company, però també pot escapar a l’infinit, on sembla radiació emesa pel forat negre.

Una altra forma de veure el procés és considerar el membre del parell de partícules que cau en el forat negre, diguem l’antipartícula, com una partícula real que viatja cap enrere en el temps. Per tant, l’antipartícula que cau en el forat negre pot ser considerada com una partícula que surt del forat negre però viatja cap enrere en el temps. Quan la partícula arriba al punt en què el parell de partícula i antipartícula es va materialitzar originalment, és dispersada pel camp gravitatori, de manera que es desplaça cap endavant en el temps. Un forat negre de la massa del Sol aniria perdent partícules a un ritme tan lent que seria impossible de detectar. No obstant això, podria haver-hi forats negres molt més petits, amb la massa de, diguem, una muntanya. Aquests forats podrien haver-se format quan l’Univers era molt primitiu, si hagués estat prou caòtic i irregular. Un forat negre de la mida d’una muntanya emetria raigs X i raigs gamma a un ritme d’uns deu milions de megawatts, suficient per alimentar el subministrament d’electricitat del món. No obstant això, no seria fàcil aprofitar un mini-forat negre. No podria mantenir-se en cap central d’energia ja que travessaria el sòl fins al centre de la Terra. Si tinguéssim un forat negre, l’única forma de mantenir-lo seria posar-lo en òrbita al voltant de la Terra.

S’han buscat mini-forats negres d’aquesta massa, però fins ara no se n’ha trobat cap. És una llàstima, perquè si se n’hagués trobat algun, m’haurien donat un premi Nobel. Una altra possibilitat, però, és que arribem a ser capaços de crear micro-forats negres en les dimensions addicionals de l’espaitemps. Segons algunes teories, l’Univers que experimentem és solament una superfície de quatre dimensions en un espai de deu o onze dimensions. La pel·lícula Interestel·lar ho presenta d’una forma que m’agrada. No veuríem aquestes dimensions addicionals, perquè la llum no es propagaria a través d’elles, sinó només a través de les quatre dimensions del nostre Univers. Però la gravetat afectaria les dimensions addicionals i seria molt més intensa que en el nostre Univers. Això faria molt més fàcil formar un petit forat negre en les dimensions addicionals. Potser es podria observar en l’LHC, el Gran Col·lisionador d’Hadrons, al CERN, a Suïssa, que consisteix en un túnel circular, de vint-i-set quilòmetres de llarg. Dos feixos de partícules viatgen al voltant d’aquest túnel en direccions oposades i se’ls fa xocar entre si. Algunes de les col·lisions poden crear micro-forats negres que irradien partícules segons un patró que seria fàcil de reconèixer. Llavors, podria obtenir un premi Nobel, després de tot.^[001]

A mesura que les partícules escapin d’un forat negre, el forat perdrà massa i s’encongirà. Això augmentarà el ritme d’emissió de partícules. Al final, el forat negre perdrà tota la massa i desapareixerà. Què passa amb totes les partícules i els dissortats astronautes que hi van caure? No poden ressorgir-ne just quan desapareix el forat negre. Les partícules que surten d’un forat negre semblen fer-ho completament a l’atzar, sense relació amb el que hi va caure. Sembla que la informació sobre el que hi va caure es perd, tret de la quantitat total de massa i la quantitat de rotació. Però si es perd informació, això planteja un problema seriós que afecta el cor de la nostra comprensió de la ciència. Fa més de dos-cents anys que creiem en el determinisme científic, és a dir, que les lleis de la ciència determinen l’evolució de l’Univers.

Si realment es perdés informació en els forats negres, no podríem predir el futur, perquè un forat negre podria emetre qualsevol conjunt de partícules. Podria emetre un televisor en funcionament o un volum de les obres completes de Shakespeare enquadernat en cuir, tot i que la probabilitat d’aquestes emissions tan exòtiques és molt baixa. És molt més probable que emeti radiació tèrmica, com la resplendor d’un metall roent. Podria semblar que no sigui gaire important que no poguéssim predir el que surt dels forats negres, ja que no hi ha cap forat negre prop de nosaltres, però és una qüestió de principis. Si el determinisme, la predictibilitat de l’Univers, es trenca amb els forats negres, podria trencar-se en altres situacions. Podria haver-hi forats negres virtuals que apareguessin com fluctuacions del buit, absorbissin un conjunt de partícules, n’emetessin un altre i desapareguessin de nou en el buit. Pitjor encara, si el determinisme es trenca, tampoc podem estar segurs de la nostra història passada. Els llibres d’història i els nostres records podrien ser tan sols il·lusions. El passat ens diu qui som; sense ell, perdem la identitat.

Per tant, és molt important determinar si realment es perd informació en els forats negres o si, en principi, podria ser recuperada. Molts científics opinaven que aquesta informació no es devia perdre, però durant anys ningú va suggerir cap mecanisme que la pogués preservar. Aquesta aparent pèrdua d’informació, coneguda com la paradoxa de la informació ha ocupat els científics durant els últims quaranta anys, i continua sent un dels principals problemes sense resoldre en física teòrica.

En els últims anys, s’ha renovellat l’interès per aquest tema, ja que s’han fet nous descobriments sobre la física de la gravetat quàntica en el règim infraroig o de baixa energia. Un element central en aquests avenços recents és la comprensió de les simetries subjacents a l’espaitemps.

Suposem que no hi hagués gravetat i que l’espaitemps fos completament pla. Seria com un desert completament monòton. Aquest espai té dos tipus de simetria. La primera és la simetria de translació. Si ens desplacéssim d’un punt del desert a un altre, no observaríem cap canvi. La segona és la simetria de rotació. Si estiguéssim en algun punt del desert i comencéssim a girar, no observaríem cap diferència. Aquestes simetries també es troben en un espaitemps «pla», l’espaitemps que hi ha en absència de matèria.

Si es posés alguna cosa en aquest desert, aquestes simetries quedarien trencades. Suposem que hi hagués una muntanya, un oasi o alguns cactus en el desert; llavors semblaria diferent en diferents llocs i en direccions diferents. El mateix passa amb l’espaitemps. Si es posen objectes en l’espaitemps, les simetries translacional i rotacional es trenquen. I introduir objectes és el que produeix gravetat.

Un forat negre és una regió de l’espaitemps on la gravetat és molt intensa, l’espaitemps està molt deformat i per tant esperem que les seves simetries quedin trencades. Però quan ens allunyem del forat negre, la curvatura de l’espaitemps es redueix. Molt lluny del forat negre, l’espaitemps s’assembla molt a un espaitemps pla.

En els anys seixanta, un descobriment notable realitzat per Hermann Bondi, A. W. Kenneth Metzner, M. G. J. van der Burg i Rainer Sachs va revelar que en realitat hi ha un conjunt infinit de simetries addicionals, anomenades supertranslacions. Cadascuna d’aquestes simetries està associada a una magnitud conservada, anomenada càrrega de supertranslació. Una magnitud conservada és una magnitud que no varia durant l’evolució del sistema. Són magnituds que generalitzen magnituds conservades més familiars. Per exemple, si l’espaitemps no canvia amb el temps, es conserva l’energia. Si l’espaitemps té el mateix aspecte a qualsevol punt de l’espai, es conserva el moment. El que va resultar més notable del descobriment de les supertranslacions va ser que lluny d’un forat negre hi ha un nombre infinit de magnituds conservades. Aquestes lleis de conservació han donat una visió extraordinària i inesperada sobre processos en teories gravitacionals.

El 2016, juntament amb els meus col·laboradors Malcolm Perry i Andy Strominger, he treballat en l’aplicació del grup de les supertranslacions i les seves magnituds conservades associades per trobar una possible solució a la paradoxa de la informació. Sabem que les tres propietats discernibles dels forats negres són la massa, la càrrega elèctrica i el moment angular. És possible que els forats negres també tinguin càrrega de supertranslació. Llavors, potser els forats negres tenen molt més del que fins ara pensàvem. No són calbs, o amb tan sols tres pèls, sinó que en realitat tenen una gran quantitat de «cabell de supertranslació».

Aquest «cabell de supertranslació» podria codificar part de la informació sobre el que hi ha dins del forat negre. És probable que aquestes càrregues de supertranslació no continguin tota la informació, però la resta podria explicar-se mitjançant quantitats addicionals conservades degudes a un conjunt addicional de simetries anomenades superrotacions, que fins ara no estan ben enteses. Si això és correcte, i tota la informació sobre un forat negre es pot entendre en termes dels seus «pèls», potser no hi hagi pèrdua d’informació. Aquestes idees han estat confirmades pels nostres càlculs més recents. Strominger, Perry i jo mateix, juntament amb un estudiant graduat, Sasha Haco, hem descobert que les càrregues de superrotació donen compte de tota l’entropia d’un forat negre. La mecànica quàntica continua sent vàlida i la informació s’emmagatzema en l’horitzó d’esdeveniments, la superfície del forat negre.

Fora de l’horitzó d’esdeveniments, els forats negres encara es caracteritzen exclusivament per la seva massa total, la seva càrrega elèctrica i el seu moment angular, però l’horitzó d’esdeveniments conté la informació necessària per explicar el que ha caigut en el forat negre, d’una manera que va més enllà de les tres característiques usuals del forat negre. Encara treballem en aquests temes i, per tant, la paradoxa de la informació continua sense resoldre’s, però sóc optimista i penso que estem avançant cap a una solució.