Principio holográfico

El principio holográfico es un axioma en las teorías de cuerdas y una supuesta propiedad de la gravedad cuántica que establece que la descripción de un volumen de espacio puede pensarse como codificada en un límite de dimensión inferior al región, como un límite similar a la luz como un horizonte gravitacional. Propuesto por primera vez por Gerard 't Hooft, Leonard Susskind le dio una interpretación precisa de la teoría de cuerdas, quien combinó sus ideas con las anteriores de 't Hooft y Charles Thorn. Leonard Susskind dijo: “El mundo tridimensional de la experiencia ordinaria, el universo lleno de galaxias, estrellas, planetas, casas, rocas y personas, es un holograma, una imagen de la realidad codificada en una superficie bidimensional distante. " Como señaló Raphael Bousso, Thorn observó en 1978 que la teoría de cuerdas admite una descripción de dimensiones inferiores en la que la gravedad emerge de ella en lo que ahora se llamaría una forma holográfica. El principal ejemplo de holografía es la correspondencia AdS/CFT.

El principio holográfico se inspiró en la termodinámica de los agujeros negros, que conjetura que la entropía máxima en cualquier región escala con el radio al cuadrado, y no al cubo como cabría esperar. En el caso de un agujero negro, la idea fue que el contenido de información de todos los objetos que han caído en el agujero podría estar completamente contenido en las fluctuaciones de la superficie del horizonte de eventos. El principio holográfico resuelve la paradoja de la información del agujero negro en el marco de la teoría de cuerdas. Sin embargo, existen soluciones clásicas a las ecuaciones de Einstein que permiten valores de la entropía mayores que los permitidos por una ley del área (radio al cuadrado), por lo tanto, en principio, mayores que los de un agujero negro. Se trata de las denominadas 'bolsas de oro de Wheeler'. La existencia de tales soluciones entra en conflicto con la interpretación holográfica y sus efectos en una teoría cuántica de la gravedad que incluye el principio holográfico aún no se comprenden completamente.

La correspondencia AdS/CFT

La correspondencia anti-de Sitter/teoría de campo conforme, a veces llamada dualidad de Maldacena (después de la ref.) o dualidad de calibre/gravedad, es una relación conjeturada entre dos clases de teorías físicas. Por un lado están los espacios anti-de Sitter (AdS) que se utilizan en las teorías de la gravedad cuántica, formuladas en términos de teoría de cuerdas o teoría M. En el otro lado de la correspondencia están las teorías de campo conforme (CFT), que son teorías cuánticas de campo, incluidas teorías similares a las teorías de Yang-Mills que describen partículas elementales.

La dualidad representa un gran avance en nuestra comprensión de la teoría de cuerdas y la gravedad cuántica. Esto se debe a que proporciona una formulación no perturbativa de la teoría de cuerdas con ciertas condiciones de contorno y porque es la realización más exitosa del principio holográfico.

También proporciona un poderoso conjunto de herramientas para estudiar teorías de campos cuánticos fuertemente acoplados. Gran parte de la utilidad de la dualidad resulta del hecho de que es una dualidad fuerte-débil: cuando los campos de la teoría cuántica de campos interactúan fuertemente, los de la teoría gravitacional interactúan débilmente y, por lo tanto, son más manejables matemáticamente. Este hecho se ha utilizado para estudiar muchos aspectos de la física nuclear y de la materia condensada al traducir los problemas de esos temas en problemas más manejables matemáticamente en la teoría de cuerdas.

La correspondencia AdS/CFT fue propuesta por primera vez por Juan Maldacena a fines de 1997. Steven Gubser, Igor Klebanov, Alexander Markovich Polyakov y Edward Witten elaboraron aspectos importantes de la correspondencia en artículos. Para 2015, el artículo de Maldacena tenía más de 10.000 citas, convirtiéndose en el artículo más citado en el campo de la física de altas energías.

Entropía del agujero negro

Un objeto con una entropía relativamente alta es microscópicamente aleatorio, como un gas caliente. Una configuración conocida de campos clásicos tiene entropía cero: no hay nada aleatorio en los campos eléctricos y magnéticos, o en las ondas gravitacionales. Dado que los agujeros negros son soluciones exactas de las ecuaciones de Einstein, se pensaba que tampoco tenían entropía.

Pero Jacob Bekenstein señaló que esto conduce a una violación de la segunda ley de la termodinámica. Si se arroja un gas caliente con entropía a un agujero negro, una vez que cruza el horizonte de sucesos, la entropía desaparecería. Las propiedades aleatorias del gas ya no se verían una vez que el agujero negro hubiera absorbido el gas y se hubiera asentado. Una forma de salvar la segunda ley es si los agujeros negros son de hecho objetos aleatorios con una entropía que aumenta en una cantidad mayor que la entropía del gas consumido.

Bekenstein asumió que los agujeros negros son objetos de máxima entropía, que tienen más entropía que cualquier otra cosa en el mismo volumen. En una esfera de radio R, la entropía en un gas relativista aumenta a medida que aumenta la energía. El único límite conocido es el gravitacional; cuando hay demasiada energía, el gas colapsa en un agujero negro. Bekenstein usó esto para poner un límite superior a la entropía en una región del espacio, y el límite era proporcional al área de la región. Concluyó que la entropía del agujero negro es directamente proporcional al área del horizonte de eventos. La dilatación del tiempo gravitacional hace que el tiempo, desde la perspectiva de un observador remoto, se detenga en el horizonte de sucesos. Debido al límite natural de la velocidad máxima de movimiento, esto evita que los objetos que caen crucen el horizonte de eventos sin importar qué tan cerca estén de él. Dado que cualquier cambio en el estado cuántico requiere tiempo para fluir, todos los objetos y su estado de información cuántica permanecen impresos en el horizonte de eventos. Bekenstein concluyó que desde la perspectiva de cualquier observador remoto, la entropía del agujero negro es directamente proporcional al área del horizonte de eventos.

Stephen Hawking había demostrado anteriormente que el área total del horizonte de un conjunto de agujeros negros siempre aumenta con el tiempo. El horizonte es un límite definido por geodésicas similares a la luz; son esos rayos de luz los que apenas pueden escapar. Si las geodésicas vecinas comienzan a moverse una hacia la otra, eventualmente chocan, momento en el cual su extensión está dentro del agujero negro. Entonces, las geodésicas siempre se están separando, y el número de geodésicas que generan el límite, el área del horizonte, siempre aumenta. El resultado de Hawking se denominó segunda ley de la termodinámica de los agujeros negros, por analogía con la ley del aumento de entropía, pero al principio no se tomó la analogía demasiado en serio.

Hawking sabía que si el área del horizonte fuera una entropía real, los agujeros negros tendrían que radiar. Cuando se agrega calor a un sistema térmico, el cambio en la entropía es el aumento en la masa-energía dividido por la temperatura:

dS=δ δ Mc2T.{displaystyle {rm}S={frac} {\\\fncH00\cH00\cH00\cH00\cH00\\cH00\\cH00\\cH00\cH00\cH00\\cH00\\\\\cH00\\\\\\cH00\\\cH00\cH00cH00cH00\\cH00cH00\\cH00\\cH00\\cH00\\\\\\cH00\\cH00\\\\\cH00\cH00\cH00\\\\\cH00\cH00\\\\\cH00\\\cH - Sí.

(Aquí el término δM c² se sustituye por la energía térmica añadida al sistema, generalmente por procesos aleatorios no integrables, en contraste con d S, que es una función de unas pocas "variables de estado" solamente, es decir, en la termodinámica convencional solo de la temperatura Kelvin T y algunas variables de estado adicionales, como la presión.)

Si los agujeros negros tienen una entropía finita, también deberían tener una temperatura finita. En particular, llegarían al equilibrio con un gas térmico de fotones. Esto significa que los agujeros negros no solo absorberían fotones, sino que también tendrían que emitirlos en la cantidad adecuada para mantener un equilibrio detallado.

Las soluciones independientes del tiempo para ecuaciones de campo no emiten radiación, porque un fondo independiente del tiempo conserva energía. Basado en este principio, Hawking se dispuso a demostrar que los agujeros negros no irradian. Pero, para su sorpresa, un análisis cuidadoso lo convenció de que sí, y de la manera correcta para llegar al equilibrio con un gas a una temperatura finita. El cálculo de Hawking fijó la constante de proporcionalidad en 1/4; la entropía de un agujero negro es un cuarto de su área de horizonte en unidades de Planck.

La entropía es proporcional al logaritmo del número de microestados, las formas enumeradas en que un sistema puede configurarse microscópicamente sin modificar la descripción macroscópica. La entropía del agujero negro es profundamente desconcertante: dice que el logaritmo del número de estados de un agujero negro es proporcional al área del horizonte, no al volumen en el interior.

Más tarde, Raphael Bousso ideó una versión covariante del encuadernado basada en hojas nulas.

Paradoja de la información del agujero negro

El cálculo de Hawking sugirió que la radiación que emiten los agujeros negros no está relacionada de ninguna manera con la materia que absorben. Los rayos de luz que salen comienzan exactamente en el borde del agujero negro y pasan mucho tiempo cerca del horizonte, mientras que la materia que cae llega al horizonte mucho más tarde. La masa/energía entrante y saliente interactúan solo cuando se cruzan. No es plausible que el estado de salida esté completamente determinado por una diminuta dispersión residual.

Hawking interpretó que esto significa que cuando los agujeros negros absorben algunos fotones en un estado puro descrito por una función de onda, vuelven a emitir nuevos fotones en un estado térmico mixto descrito por una matriz de densidad. Esto significaría que la mecánica cuántica tendría que ser modificada porque, en la mecánica cuántica, los estados que son superposiciones con amplitudes de probabilidad nunca se convierten en estados que son mezclas probabilísticas de diferentes posibilidades.

Preocupado por esta paradoja, Gerard 't Hooft analizó la emisión de radiación de Hawking con más detalle. Señaló que cuando la radiación de Hawking escapa, hay una forma en que las partículas entrantes pueden modificar las partículas salientes. Su campo gravitatorio deformaría el horizonte del agujero negro, y el horizonte deformado podría producir partículas salientes diferentes a las del horizonte no deformado. Cuando una partícula cae en un agujero negro, se impulsa en relación con un observador externo y su campo gravitatorio asume una forma universal. 't Hooft demostró que este campo hace una protuberancia logarítmica en forma de poste de tienda en el horizonte de un agujero negro y, como una sombra, la protuberancia es una descripción alternativa de la ubicación y la masa de la partícula. Para un agujero negro sin carga esférico de cuatro dimensiones, la deformación del horizonte es similar al tipo de deformación que describe la emisión y absorción de partículas en una hoja del mundo de la teoría de cuerdas. Dado que las deformaciones en la superficie son la única huella de la partícula entrante, y dado que estas deformaciones tendrían que determinar completamente las partículas salientes, 't Hooft creía que la descripción correcta del agujero negro sería mediante algún tipo de cuerda. teoría.

Esta idea fue precisada por Leonard Susskind, quien también había estado desarrollando la holografía, en gran medida de forma independiente. Susskind argumentó que la oscilación del horizonte de un agujero negro es una descripción completa tanto de la materia que cae como de la que sale, porque la teoría de la hoja del mundo de la teoría de cuerdas era precisamente una descripción holográfica. Si bien las cuerdas cortas tienen una entropía cero, pudo identificar estados de cuerdas largas altamente excitadas con agujeros negros ordinarios. Este fue un gran avance porque reveló que las cuerdas tienen una interpretación clásica en términos de agujeros negros.

Este trabajo demostró que la paradoja de la información de los agujeros negros se resuelve cuando la gravedad cuántica se describe de una manera inusual según la teoría de cuerdas, asumiendo que la descripción de la teoría de cuerdas es completa, inequívoca y no redundante. El espacio-tiempo en la gravedad cuántica emergería como una descripción efectiva de la teoría de las oscilaciones de un horizonte de agujero negro de menor dimensión, y sugeriría que cualquier agujero negro con propiedades apropiadas, no solo cuerdas, serviría como base para una descripción. de la teoría de cuerdas.

En 1995, Susskind, junto con sus colaboradores Tom Banks, Willy Fischler y Stephen Shenker, presentaron una formulación de la nueva teoría M utilizando una descripción holográfica en términos de agujeros negros puntuales cargados, las branas D0 de la teoría de cuerdas de tipo IIA.. La teoría de la matriz que propusieron fue sugerida por primera vez como una descripción de dos branas en supergravedad de 11 dimensiones por Bernard de Wit, Jens Hoppe y Hermann Nicolai. Los autores posteriores reinterpretaron los mismos modelos de matriz como una descripción de la dinámica de los agujeros negros puntuales en límites particulares. La holografía les permitió concluir que la dinámica de estos agujeros negros proporciona una formulación completa no perturbativa de la teoría M. En 1997, Juan Maldacena dio las primeras descripciones holográficas de un objeto de dimensiones superiores, la membrana tipo IIB de 3+1 dimensiones, que resolvió un problema de larga data de encontrar una descripción de cuerdas que describa una teoría de calibre. Estos desarrollos explicaron simultáneamente cómo la teoría de cuerdas se relaciona con algunas formas de teorías cuánticas supersimétricas de campos.

Límite de densidad de información

El contenido de información se define como el logaritmo del recíproco de la probabilidad de que un sistema se encuentre en un microestado específico, y la entropía de información de un sistema es el valor esperado del contenido de información del sistema. Esta definición de entropía es equivalente a la entropía estándar de Gibbs utilizada en la física clásica. La aplicación de esta definición a un sistema físico lleva a la conclusión de que, para una energía dada en un volumen dado, existe un límite superior a la densidad de información (el límite de Bekenstein) sobre el paradero de todas las partículas que componen la materia en ese volumen.. En particular, un volumen dado tiene un límite superior de información que puede contener, en el cual colapsará en un agujero negro.

Esto sugiere que la materia en sí misma no se puede subdividir infinitamente muchas veces y debe haber un último nivel de partículas fundamentales. Como los grados de libertad de una partícula son el producto de todos los grados de libertad de sus subpartículas, si una partícula tuviera infinitas subdivisiones en partículas de nivel inferior, los grados de libertad de la partícula original serían infinitos, violando el límite máximo de densidad de entropía. El principio holográfico implica, pues, que las subdivisiones deben detenerse en algún nivel.

La realización más rigurosa del principio holográfico es la correspondencia AdS/CFT de Juan Maldacena. Sin embargo, J. David Brown y Marc Henneaux ya habían demostrado rigurosamente en 1986 que la simetría asintótica de la gravedad dimensional 2+1 da lugar a un álgebra de Virasoro, cuya teoría cuántica correspondiente es una teoría de campo conforme bidimensional.

Resumen de alto nivel

Se considera que el universo físico está compuesto de "materia" y "energía". En su artículo de 2003 publicado en la revista Scientific American, Jacob Bekenstein resumió especulativamente una tendencia actual iniciada por John Archibald Wheeler, que sugiere que los científicos pueden "considerar el mundo físico como hecho de información, con la energía y la materia como accesorios". Bekenstein pregunta: "¿Podríamos, como escribió William Blake de manera memorable, 'ver un mundo en un grano de arena', o esa idea no es más que una 'licencia poética'?" 34;, refiriéndose al principio holográfico.

Conexión inesperada

El resumen temático de Bekenstein "Una historia de dos entropías" describe implicaciones potencialmente profundas de la tendencia de Wheeler, en parte al señalar una conexión previamente inesperada entre el mundo de la teoría de la información y la física clásica. Esta conexión se describió por primera vez poco después de que los artículos fundamentales de 1948 del matemático aplicado estadounidense Claude E. Shannon introdujeran la medida de contenido de información más utilizada en la actualidad, ahora conocida como entropía de Shannon. Como medida objetiva de la cantidad de información, la entropía de Shannon ha sido enormemente útil, ya que el diseño de todos los dispositivos modernos de comunicación y almacenamiento de datos, desde teléfonos móviles hasta módems, unidades de disco duro y DVD, se basan en la entropía de Shannon.

En la termodinámica (la rama de la física que se ocupa del calor), la entropía se describe popularmente como una medida del "desorden" en un sistema físico de materia y energía. En 1877, el físico austriaco Ludwig Boltzmann lo describió con más precisión en términos del número de estados microscópicos distintos que las partículas que componen un "trozo" de la materia podría estar dentro, sin dejar de verse como el mismo "trozo" macroscópico. Como ejemplo, para el aire en una habitación, su entropía termodinámica sería igual al logaritmo del conteo de todas las formas en que las moléculas de gas individuales podrían distribuirse en la habitación y todas las formas en que podrían moverse.

Equivalencia de energía, materia e información

Los esfuerzos de Shannon por encontrar una manera de cuantificar la información contenida en, por ejemplo, un mensaje de telégrafo, lo llevaron inesperadamente a una fórmula con la misma forma que la de Boltzmann. En un artículo de la edición de agosto de 2003 de Scientific American titulado 'Información en el universo holográfico', Bekenstein resume que 'La entropía termodinámica y la entropía de Shannon son conceptualmente equivalentes: el número de arreglos contados por Boltzmann la entropía refleja la cantidad de información de Shannon que se necesitaría para implementar cualquier arreglo en particular. de materia y energía. La única diferencia destacada entre la entropía termodinámica de la física y la entropía de la información de Shannon está en las unidades de medida; el primero se expresa en unidades de energía dividida por la temperatura, el último en esencialmente adimensional "bits" de información.

El principio holográfico establece que la entropía de la masa ordinaria (no solo los agujeros negros) también es proporcional al área de la superficie y no al volumen; ese volumen en sí mismo es ilusorio y el universo es realmente un holograma que es isomorfo a la información "inscrita" en la superficie de su límite.

Pruebas experimentales

El físico del Fermilab, Craig Hogan, afirma que el principio holográfico implicaría fluctuaciones cuánticas en la posición espacial que conducirían a un ruido de fondo aparente o "ruido holográfico" medible en detectores de ondas gravitacionales, en particular GEO 600. Sin embargo, estas afirmaciones no han sido ampliamente aceptadas o citadas entre los investigadores de gravedad cuántica y parecen estar en conflicto directo con los cálculos de la teoría de cuerdas.

Los análisis realizados en 2011 de las mediciones del estallido de rayos gamma GRB 041219A en 2004 por el observatorio espacial INTEGRAL lanzado en 2002 por la Agencia Espacial Europea muestran que el ruido de Craig Hogan está ausente en una escala de 10^{− 48} metros, a diferencia de la escala de 10⁻³⁵ metros predicha por Hogan, y la escala de 10⁻¹⁶ metros encontrada en las mediciones del GEO 600 instrumento. La investigación continúa en Fermilab bajo la dirección de Hogan a partir de 2013.

Jacob Bekenstein también afirmó haber encontrado una manera de probar el principio holográfico con un experimento de fotones de mesa.