Las bolas de pelusa son objetos hipotéticos en la teoría de supercuerdas , destinados a proporcionar una descripción completamente cuántica de los agujeros negros predichos por la relatividad general .
La hipótesis de la bola de pelusa prescinde de la singularidad en el corazón de un agujero negro al postular que toda la región dentro del horizonte de eventos del agujero negro es en realidad un objeto extendido: una bola de cuerdas, que se presentan como los bloques de construcción definitivos de la materia y la luz. Según la teoría de cuerdas , las cuerdas son haces de energía que vibran de formas complejas tanto en las tres dimensiones familiares del espacio como en dimensiones adicionales . [1] Las bolas de pelusa brindan resoluciones a dos importantes problemas abiertos en la física de los agujeros negros. Primero, evitan la singularidad gravitacional que existe dentro del horizonte de eventos de un agujero negro. La relatividad general predice que en la singularidad, la curvatura del espacio-tiempo se vuelve infinita y no puede determinar el destino de la materia y la energía que cae en ella. Los físicos generalmente creen que la singularidad no es un fenómeno real, y se espera que las teorías propuestas de la gravedad cuántica , como la teoría de supercuerdas, expliquen su verdadera naturaleza. [2] En segundo lugar, resuelven la paradoja de la información del agujero negro : la información cuántica de la materia que cae en un agujero negro queda atrapada detrás del horizonte de sucesos y parece desaparecer del universo por completo cuando el agujero negro se evapora debido a la radiación de Hawking . Esto violaría una ley fundamental de la mecánica cuántica que exige que la información cuántica se conserve. [1] [3]
Como no hay evidencia experimental directa que respalde ni la teoría de cuerdas en general ni las bolas de pelusa en particular, ambas son productos puramente de cálculos e investigación teórica. [4] [ se necesita una mejor fuente ] Sin embargo, la existencia de bolas de pelusa puede comprobarse a través de la astronomía de ondas gravitacionales . [5]
Samir D. Mathur, de la Universidad Estatal de Ohio, publicó ocho artículos científicos entre 2001 y 2012, con la ayuda del investigador postdoctoral Oleg Lunin, que contribuyó a los dos primeros. Los artículos proponen que los agujeros negros son objetos extendidos de forma esférica con un volumen definido y están compuestos de cuerdas. [6] Esto difiere de la visión clásica de los agujeros negros en la que existe una singularidad en sus centros, que se cree que son un punto de dimensión cero y volumen cero en el que toda la masa de un agujero negro está concentrada a una densidad infinita, rodeado a muchos kilómetros de distancia por un horizonte de sucesos por debajo del cual la luz no puede escapar.
Todas las variantes de la teoría de cuerdas sostienen que los constituyentes fundamentales de las partículas subatómicas , incluidos los portadores de fuerza (por ejemplo, fotones y gluones ), son en realidad cuerdas de energía que adquieren sus identidades y respectivas masas al vibrar en diferentes modos y frecuencias. El concepto de bola de pelusa tiene sus raíces en una variante particular de la teoría de supercuerdas llamada Tipo IIB (véase también Dualidad de cuerdas ), que sostiene que las cuerdas son tanto "abiertas" (entidades de doble extremo) como "cerradas" (entidades en bucle) y que hay 9 + 1 dimensiones espacio-temporales en las que cinco de las seis dimensiones espaciales adicionales están "compactadas". [7]
A diferencia de la visión de un agujero negro como una singularidad, una pequeña bola de pelusa puede considerarse como una estrella de neutrones extradensa en la que los neutrones han sufrido una transición de fase y se han descompuesto, liberando los quarks que los componen. En consecuencia, se teoriza que las bolas de pelusa son la fase terminal de la materia degenerada . Mathur calculó que las superficies físicas de las bolas de pelusa tienen radios iguales al del horizonte de sucesos de los agujeros negros clásicos; por lo tanto, el radio de Schwarzschild de un ubicuo agujero negro de clase estelar de 6,8 masas solares ( M ☉ ) —o bola de pelusa— es de 20 kilómetros cuando se excluyen los efectos del giro. También determinó que el horizonte de sucesos de una bola de pelusa, a una escala muy pequeña (probablemente del orden de unas pocas longitudes de Planck ), sería muy parecido a una niebla: borroso, de ahí el nombre de "bola de pelusa".
En el caso de los agujeros negros del modelo clásico, se cree que los objetos que pasan a través del horizonte de sucesos en su camino hacia la singularidad entran en un reino de espacio-tiempo curvado donde la velocidad de escape supera la velocidad de la luz , un reino desprovisto de toda estructura. Además, precisamente en la singularidad (el corazón de un agujero negro clásico), se cree que el propio espacio-tiempo se descompone catastróficamente, ya que la densidad infinita exige una velocidad de escape infinita; tales condiciones son problemáticas para la física conocida. Sin embargo, según la premisa de la bola de pelusa, se cree que las cuerdas que comprenden materia y fotones caen sobre la superficie de la bola de pelusa y se absorben en ella, que se encuentra en el horizonte de sucesos (el umbral en el que la velocidad de escape ha alcanzado la velocidad de la luz).
Una bola de pelusa es un agujero negro; se cree que el espacio-tiempo, los fotones y todo lo que no esté exquisitamente cerca de la superficie de una bola de pelusa se ven afectados exactamente de la misma manera que con el modelo clásico de agujeros negros que presenta una singularidad en su centro. Las dos teorías divergen solo a nivel cuántico; es decir, los agujeros negros clásicos y las bolas de pelusa difieren solo en su composición interna y en cómo afectan a las partículas virtuales que se forman cerca de sus horizontes de eventos (véase § Paradoja de la información , más abajo). Sus defensores creen que las bolas de pelusa son la verdadera descripción cuántica de los agujeros negros.
Las bolas de pelusa se vuelven menos densas a medida que aumenta su masa debido a la tensión fraccionaria . Cuando la materia o la energía (cuerdas) caen sobre una bola de pelusa, no se añaden más cuerdas a la bola; las cuerdas se fusionan o se unen. Al hacerlo, toda la información cuántica de las cuerdas que caen se convierte en parte de cuerdas más grandes y complejas. Debido a la tensión fraccionaria, la tensión de las cuerdas disminuye exponencialmente a medida que se vuelven más complejas con más modos de vibración, relajándose hasta longitudes considerables. Las fórmulas de la teoría de cuerdas de Mathur y Lunin producen radios de superficie de bolas de pelusa que son exactamente iguales a los radios de Schwarzschild, que Karl Schwarzschild calculó utilizando una técnica matemática completamente diferente 87 años antes. [8]
Dado que el volumen de las bolas de pelusa es una función del radio de Schwarzschild (2953 metros por M☉ para un agujero negro que no gira), las bolas de pelusa tienen una densidad variable que disminuye como el cuadrado inverso de su masa ( el doble de la masa es el doble del diámetro, que es ocho veces el volumen, lo que resulta en una cuarta parte de la densidad). Una bola de pelusa típica de 6,8 M☉ tendría una densidad media de4,0 × 10 17 kg/m 3 . Se trata de una densidad aparente media o promedio; al igual que ocurre con las estrellas de neutrones, el Sol y sus planetas, la densidad de una bola de pelusa varía desde la superficie, donde es menos densa, hasta su centro, donde es más densa. Un trozo de una bola de pelusa que no gira y que tenga el tamaño de una gota de agua tendría, en promedio, una masa de veinte millones de toneladas métricas, lo que equivale a la de una bola de granito de 243 metros de diámetro.
Aunque tales densidades son casi inimaginablemente extremas, matemáticamente hablando están infinitamente lejos de la densidad infinita. Aunque las densidades de las típicas bolas de pelusa de masa estelar son extremas (casi las mismas que las de las estrellas de neutrones), sus densidades son muchos órdenes de magnitud menores que la densidad de Planck (5,155 × 10 96 kg/m 3 ), lo que equivale a la masa del universo contenida en el volumen de un único núcleo atómico.
Dado que las densidades medias de las bolas de pelusa (y las densidades efectivas de los agujeros negros clásicos) disminuyen como el cuadrado inverso de su masa, las bolas de pelusa mayores de 7 M ☉ son en realidad menos densas que las estrellas de neutrones que poseen la densidad mínima posible. Debido a la regla del cuadrado inverso de la masa-densidad, las bolas de pelusa ni siquiera necesitan tener densidades inimaginables. Los agujeros negros supermasivos , que se encuentran en el centro de prácticamente todas las galaxias, pueden tener densidades modestas. Por ejemplo, Sagitario A* , el agujero negro en el centro de nuestra galaxia, la Vía Láctea, tiene 4,3 millones de M ☉ . El modelo de bolas de pelusa predice que un agujero negro supermasivo sin rotación con la misma masa que Sagitario A* tiene una densidad media "solo" 51 veces la del oro. Además, con 3.900 millones de M☉ ( un agujero negro supermasivo bastante grande), una bola de pelusa que no girara tendría un radio de 77 unidades astronómicas (aproximadamente el mismo tamaño que la onda de choque de terminación de la heliosfera del Sistema Solar) y una densidad media igual a la de la atmósfera de la Tierra a nivel del mar (1,2 kg/m3 ) . [9]
Los agujeros negros (o bolas de pelusa) se producen de diversas maneras, la mayoría de las cuales son eventos de desprendimiento de masa extremadamente violentos, como las supernovas , las kilonovas y las hipernovas . Sin embargo, una estrella de neutrones en acreción (que absorbe lentamente masa de una estrella compañera) que excede un límite de masa crítica, Mmax , colapsará repentinamente y de manera no violenta (relativamente hablando) en un agujero negro o una bola de pelusa. Un colapso de este tipo puede servir como un caso de estudio útil al examinar las diferencias entre las propiedades físicas de las estrellas de neutrones y las bolas de pelusa.
Las estrellas de neutrones tienen una masa máxima posible, conocida como límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ; este límite no se conoce con precisión, pero se cree que se encuentra entre 2,2 M ☉ y 2,9 M ☉ . Si una estrella de neutrones excede esta masa, la presión de degeneración de neutrones ya no puede resistir la fuerza de la gravedad y colapsará rápidamente hasta que algún nuevo proceso físico tome el control. En la relatividad general clásica, la estrella de neutrones que colapsa alcanza una densidad crítica y forma un horizonte de sucesos; para el universo exterior se convierte en un agujero negro, y el colapso avanza hacia una singularidad gravitacional. En el modelo de bola de pelusa, los hadrones en su núcleo (neutrones y quizás un puñado de protones y mesones ) se descomponen en lo que podría considerarse como la etapa final de la materia degenerada: una bola de cuerdas, que el modelo de bola de pelusa predice que es la verdadera descripción cuántica no solo de los agujeros negros sino también de las estrellas de quarks teóricamente compuestas de materia de quarks .
Los agujeros negros clásicos crean un problema para la física conocido como la paradoja de la información del agujero negro ; no existe tal paradoja bajo la hipótesis de la bola de pelusa. La paradoja fue planteada por primera vez en 1972 por Jacob Bekenstein y más tarde popularizada por Stephen Hawking . La paradoja de la información nace de un requisito de la mecánica cuántica de que la información cuántica debe conservarse , lo que entra en conflicto con el requisito de la relatividad general de que si los agujeros negros tienen singularidades en sus centros, la información cuántica debe extinguirse del espacio-tiempo. Esta paradoja puede verse como una contradicción entre dos teorías muy diferentes: la relatividad general, que describe los fenómenos más grandes basados en la gravedad en el Universo, y la mecánica cuántica, que describe los fenómenos más pequeños. La teoría de la bola de pelusa pretende resolver esta tensión porque la teoría de supercuerdas de Tipo IIB en la que se basa es una descripción cuántica de la gravedad llamada supergravedad .
Un agujero negro que se alimenta principalmente de la atmósfera estelar (protones, neutrones y electrones) de una estrella compañera cercana debería, si obedeciera las leyes conocidas de la mecánica cuántica, crecer hasta tener una composición cuántica diferente de otro agujero negro que se alimentara solo de luz (fotones) de estrellas vecinas y del fondo cósmico de microondas . Esto sigue un precepto central tanto de la física clásica como de la cuántica de que, en principio , el estado de un sistema en un momento dado debería determinar su estado en cualquier otro momento.
Sin embargo, las implicaciones de la relatividad general para los agujeros negros clásicos son ineludibles: además del hecho de que los dos agujeros negros se volverían cada vez más masivos debido a la materia y la luz que caen, no existiría ninguna diferencia en sus composiciones cuánticas porque si las singularidades tienen volumen cero, los agujeros negros no tienen composición cuántica. Además, incluso si la información cuántica no se extinguiera en las singularidades, no podría escalar contra la intensidad gravitacional infinita y llegar hasta y más allá del horizonte de eventos donde podría revelarse en el espacio-tiempo normal. Esto se llama el teorema de no-cabello , que establece que los agujeros negros no pueden revelar nada sobre sí mismos a los observadores externos excepto su masa , momento angular y carga eléctrica , por lo que los dos últimos podrían revelarse teóricamente a través de un fenómeno conocido como superradiancia . [10]
Stephen Hawking demostró que los efectos cuánticos hacen que los agujeros negros parezcan radiadores de cuerpo negro con temperaturas efectivas inversamente proporcionales a la masa de un agujero negro. Esta radiación, ahora llamada radiación de Hawking , no puede eludir el teorema de la ausencia de pelos, ya que solo puede revelar la masa de un agujero negro. Para todos los efectos prácticos, la radiación de Hawking es indetectable (véase § Verabilidad de la teoría , más abajo).
En un sentido puramente teórico, la teoría de la bola de pelusa propuesta por Mathur y Lunin va más allá de la fórmula de Hawking que relaciona la temperatura del cuerpo negro de la radiación de Hawking y la masa del agujero negro que la emite. La teoría de la bola de pelusa satisface el requisito de que la información cuántica se conserve porque sostiene, en parte, que la información cuántica de las cuerdas que caen sobre una bola de pelusa se conserva a medida que esas cuerdas se disuelven y contribuyen a la composición cuántica de la bola de pelusa. La teoría sostiene además que la información cuántica de una bola de pelusa no solo se expresa en su superficie, sino que se expande a través de la borrosidad del horizonte de sucesos, donde puede imprimirse en la radiación de Hawking, que muy lentamente transporta esa información al espacio-tiempo regular en forma de correlaciones delicadas en los cuantos salientes. [1]
La solución propuesta por la teoría de bolas de pelusa para la paradoja de la información de los agujeros negros resuelve una incompatibilidad significativa entre la mecánica cuántica y la relatividad general. En la actualidad, no existe una teoría ampliamente aceptada de la gravedad cuántica —una descripción cuántica de la gravedad— que esté en armonía con la relatividad general. Sin embargo, las cinco variantes de la teoría de supercuerdas, incluida la variante de tipo IIB en la que se basa la teoría de bolas de pelusa, tienen la gravedad cuántica incorporada en ellas. Además, se ha planteado la hipótesis de que las cinco versiones constituyen en realidad cinco límites diferentes, o subconjuntos, que están unificados bajo la teoría M. [1] [11]
Como no hay evidencia experimental directa que respalde ni la teoría de cuerdas ni la teoría de bolas de pelusa, ambas son productos puramente de cálculos e investigación teórica. [4] Sin embargo, las teorías deben ser comprobables experimentalmente si se quiere tener la posibilidad de determinar su validez. [12] Para estar en plena concordancia con el método científico y algún día ser ampliamente aceptadas como verdaderas —como lo son las teorías de Einstein de la relatividad especial y general— las teorías sobre el mundo natural deben hacer predicciones que sean afirmadas consistentemente a través de observaciones de la naturaleza. La teoría de supercuerdas predice la existencia de partículas altamente elusivas que, aunque se las busca activamente, aún no se han detectado. Además, la teoría de bolas de pelusa no puede corroborarse observando sus efectos sutiles predichos sobre la radiación de Hawking porque la radiación en sí es, para todos los efectos prácticos, indetectable. [13] Sin embargo, la teoría de bolas de pelusa puede ser comprobable a través de la astronomía de ondas gravitacionales . [5]
El primer desafío en lo que respecta a la comprobabilidad de la teoría fuzzball es que tiene sus raíces en la teoría de supercuerdas no probada , que es la abreviatura de teoría de cuerdas supersimétrica. La supersimetría predice que para cada cuanto conocido (partícula) en el Modelo Estándar , existe una partícula supercompañera que difiere en un espín 1 ⁄ 2 . Esto significa que para cada bosón (partículas sin masa en el Modelo Estándar con espines enteros como 0, 1 y 2), hay una partícula similar a un fermión con espín supersimétrico conocida como gaugino que tiene un espín de medio entero impar (por ejemplo, 1 ⁄ 2 y 3 ⁄ 2 ) y posee una masa en reposo. Examinando esta supersimetría de espín 1 ⁄ 2 en la dirección opuesta, la teoría de supercuerdas predice que los fermiones del Modelo Estándar tienen supercompañeros similares a bosones conocidos como esfermiones , excepto que a diferencia de los bosones de calibre reales del Modelo Estándar, los esfermiones no actúan fuertemente como portadores de fuerza . [14] Todos los bosones (por ejemplo, los fotones) y los esfermiones similares a bosones se superpondrán fácilmente entre sí cuando estén amontonados, mientras que los fermiones y los gauginos similares a fermiones que poseen masa (como electrones, protones y quarks) no lo harán; esta es una razón por la que los supercompañeros, si existen, tienen propiedades que son extremadamente diferentes de sus contrapartes del Modelo Estándar. Tomemos el ejemplo del fotón, que es un bosón sin masa con un espín entero de 1 y es el portador del electromagnetismo en el Modelo Estándar; Se predice que tiene un supercompañero llamado fotino , que es un fermión portador de masa con un espín de medio entero impar de 1 ⁄ 2 . Por el contrario, el electrón (espín 1 ⁄ 2 ) es un ejemplo de un fermión portador de masa donde su supercompañero es el selectrón de espín 0 , que es un bosón sin masa pero no se considera un portador de fuerza primario.
La detección experimental de supercompañeros no sólo reforzaría la teoría de supercuerdas, sino que también ayudaría a llenar lagunas en la física de partículas actual, como la probable composición de la materia oscura y el momento magnético anómalo del muón (debería ser exactamente igual a 2 y en cambio es aproximadamente2.002 331 84 , lo que sugiere interacciones ocultas); los físicos de partículas han estado buscando estos supercompañeros. [15] [16] Con base en los efectos cosmológicos, hay evidencia sólida de la existencia de materia oscura de algún tipo (ver Materia oscura: evidencia observacional ), pero si está compuesta de partículas subatómicas, esas partículas han demostrado ser notoriamente esquivas a pesar de la amplia variedad de técnicas de detección que se han empleado desde 1986. [17] Esta dificultad para detectar partículas supersimétricas no sorprende a los físicos de partículas, ya que se cree que las más ligeras son estables, eléctricamente neutrales e interactúan débilmente con las partículas del Modelo Estándar. [14] Aunque muchas búsquedas utilizando colisionadores de partículas han descartado ciertos rangos de masa para partículas supersimétricas, la búsqueda continúa. [18]
La teoría de las bolas de pelusa resuelve un conflicto de larga data entre la relatividad general y la mecánica cuántica al sostener que la información cuántica se conserva en las bolas de pelusa y que la radiación de Hawking que se origina dentro de la espuma cuántica de escala de Planck justo encima de la superficie de una bola de pelusa está sutilmente codificada con esa información. Sin embargo, en la práctica, la radiación de Hawking es virtualmente imposible de detectar porque los agujeros negros la emiten a niveles de potencia astronómicamente bajos y los fotones individuales que constituyen la radiación de Hawking tienen una energía extraordinariamente pequeña. [13] Esto es la base de por qué los agujeros negros teóricamente perfectamente inactivos (aquellos en un universo que no contiene materia u otros tipos de radiación electromagnética para absorber) se evaporan tan lentamente a medida que pierden energía (y cantidades equivalentes de masa) a través de la radiación de Hawking; incluso un modesto agujero negro de 4,9 M ☉ requeriría10 59 veces la edad actual del Universo para desaparecer. Además, un agujero negro supermasivo de 106 mil millones de M ☉, que se encuentra en la cima de la lista , necesitaría diez billones de billones de veces más tiempo para evaporarse:10 90 veces la edad del Universo. [9]
Hawking demostró que la energía de los fotones liberados por la radiación de Hawking es inversamente proporcional a la masa de un agujero negro y, en consecuencia, los agujeros negros más pequeños emiten los fotones más energéticos que son los menos difíciles de detectar. Sin embargo, la radiación emitida incluso por un agujero negro de tamaño mínimo, 2,7 M ☉ (o bola de pelusa), comprende fotones de energía extremadamente baja que son equivalentes a los emitidos por un cuerpo negro con una temperatura de alrededor de 23 mil millonésimas de un kelvin por encima del cero absoluto . Más desafiante aún, un agujero negro de este tipo tiene una potencia radiada, para todo el agujero negro, de1,2 × 10 −29 vatios ( 12 mil millones de mil millonésimas de milivatio). [9] Una potencia transmitida infinitesimal es a un vatio lo que 1 ⁄ 3000 de una gota de agua (aproximadamente una cuarta parte del volumen de un grano típico de sal de mesa) es a todos los océanos de la Tierra.
Sin embargo, cuando las señales son tan débiles, el problema ya no es el de las cuestiones tecnológicas clásicas de la radioastronomía, como la ganancia y la relación señal/ruido; la radiación de Hawking está compuesta por cuantos de fotones individuales, por lo que una señal tan débil significa que un agujero negro de 2,7 M☉ está emitiendo como máximo sólo diez fotones por segundo. Incluso si un agujero negro de ese tamaño estuviera a sólo 100 años luz de distancia, las probabilidades de que sólo uno de sus fotones de radiación de Hawking caiga en cualquier lugar de la Tierra (y mucho menos de que sea capturado por una antena) mientras un ser humano lo esté observando son astronómicamente improbables. Es importante destacar que los valores anteriores corresponden a los agujeros negros de masa estelar más pequeños posibles; mucho más difícil aún de detectar es la radiación de Hawking emitida por los agujeros negros supermasivos en el centro de las galaxias. Por ejemplo, M87*, que es un agujero negro supermasivo poco destacable, emite radiación de Hawking con una potencia radiante casi inexistente de como máximo 13 fotones por siglo y lo hace con una longitud de onda tan grande que una antena receptora que poseyera incluso un grado modesto de eficiencia de absorción sería más grande que el Sistema Solar. [9]
Sin embargo, la teoría de las bolas de pelusa puede ser comprobable a través de la astronomía de ondas gravitacionales. Los observatorios de ondas gravitacionales como el Observatorio de Ondas Gravitacionales con Interferometría Láser (LIGO) han demostrado ser un avance revolucionario en astronomía y están permitiendo a los astrónomos y físicos teóricos desarrollar conocimientos cada vez más detallados sobre objetos compactos como estrellas de neutrones y agujeros negros. [19] Desde la primera detección directa de ondas gravitacionales, un evento de 2015 conocido como GW150914 , que fue una fusión entre un par binario de agujeros negros de masa estelar, las señales de ondas gravitacionales hasta ahora han coincidido con las predicciones de la relatividad general para los agujeros negros clásicos con singularidades en sus centros. Sin embargo, un equipo italiano de científicos que realizó simulaciones por computadora sugirió en 2021 que los observatorios de ondas gravitacionales existentes son capaces de discernir evidencia que apoya la teoría de las bolas de pelusa en las señales de los agujeros negros binarios fusionados (y los efectos resultantes en los anillos de caída ) en virtud de los atributos únicos no triviales de las bolas de pelusa, que son objetos extendidos con una estructura física. Las simulaciones del equipo predijeron tasas de decaimiento más lentas de lo esperado para ciertos modos de vibración que también estarían dominados por "ecos" de oscilaciones de anillo anteriores. [5] Además, un equipo italiano independiente un año antes postuló que los futuros detectores de ondas gravitacionales, como la propuesta Antena Espacial de Interferómetro Láser (LISA), que pretende tener la capacidad de observar fusiones binarias de alta masa a frecuencias muy por debajo de los límites de los observatorios actuales, mejorarían la capacidad de confirmar aspectos de la teoría de las bolas de pelusa en órdenes de magnitud. [20]
Sin embargo, existe un fenómeno clásico llamado superradiancia [14-17] en el que las ondas que inciden en ciertos modos sobre un agujero negro giratorio o cargado se dispersan con mayor amplitud [ver Sección (3)].
En el §3, 'Momento angular y carga', que tiene 2½ páginas a partir de la página 213, Hawking comenzó la sección rica en fórmulas con lo siguiente:
Si el cuerpo que colapsa estuviera rotando o cargado eléctricamente, el agujero negro resultante se asentaría en un estado estacionario que fue descrito, no por la solución de Schwarzchild, sino por una solución de Kerr cargada, caracterizada por la masa M , el momento angular J y la carga Q.
La superradiancia fue propuesta teóricamente por Robert H. Dicke en 1954, y en 1973 fue observada experimentalmente en átomos de fluoruro de hidrógeno por N. Skribanowitz et al . Sin embargo, la superradiancia aún no se ha detectado en los agujeros negros, según "El fenómeno de 'superradiancia' en los agujeros negros puede ayudar a la búsqueda de materia oscura", Paul Sutter, Space.com , (16 de agosto de 2022).