Cosa sono i buchi neri
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Cosa sono i buchi neri

I buchi neri sono previsti dalla Relatività Generale e rappresentano corpi celesti la cui densità è tale da non far uscire neanche la luce. I buchi neri sono tra gli oggetti più misteriosi dell'universo anche perché al di là dell'orizzonte degli eventi la fisica che conosciamo cessa di esser valida e c'è spazio per speculare su diverse soluzioni. Cosa sono i buchi neri, quali tipologie esistono e le prove a favore della loro esistenza.

I buchi neri, natura e Relatività Generale

I buchi neri sono corpi celesti la cui densità è tale da curvare lo spazio-tempo in maniera tale che neanche la luce possa riuscire a uscire. Un buco nero si caratterizza per l'orizzonte degli eventi e per una singolarità che sfida la fisica.

Si è visto come ogni modello di universo preso in considerazione porti, nel passato, all'esistenza di una singolarità e al concetto di buco nero
Per comprendere le origini e le caratteristiche fondamentali dei buchi neri, delle singolarità e di conseguenza del Modello Cosmologico prevalente abbiamo bisogno di alcune nozioni di base.

La gravità è una delle quattro "forze" fondamentali della fisica, sebbene non sia una vera forza ma una proprietà delle masse, e ha valenza universale: qualsiasi particella dotata di massa ne subisce gli effetti. La forza gravitazionale è sempre attrattiva e la sua influenza agisce anche su grandissime distanze, visto che per la Legge di Gravitazione Universale non si azzera mai.
La velocità di fuga è la velocità che serve a un corpo per allontanarsi definitivamente dall'attrazione gravitazionale di un altro corpo. Se noi volessimo sfuggire al campo gravitazionale della Terra, ad esempio, dovremmo allontanarci ad una velocità di 11,2 chilometri al secondo; se abitassimo su Mercurio, invece, ne sarebbero sufficienti appena 4,4 (km/s) poiché maggiore è la densità di un corpo, maggiore sarà la gravità che questo corpo esercita e maggiore sarà, in ultima istanza, la velocità necessaria per allontanarsene definitivamente. Abbiamo, in tal caso, un limite visto che la velocità massima raggiungibile nel vuoto è quella della luce (c), pari a 299.792,458 chilometri al secondo (Teoria della Relativita ' Ristretta).
Oltre a questo, torneranno utili i postulati della Relatività Generale, per la quale luce, spazio e tempo sono influenzati in modo ben preciso dalla gravità in seguito al curvarsi dell'universo in presenza di masse. 
In ultimo, il secondo principio della termodinamica stabilisce che la quantità di "disordine" (detta entropia) presente all'interno di un certo sistema (e quindi l'incapacità di conoscerne lo stato esatto) cresce con l'aumentare del tempo.

I buchi neri sono corpi celesti estremamente compatti la cui densità comporta una velocità di fuga superiore alla velocità della luce nel vuoto. 

Questo significa che anche un raggio di luce emesso viene apparentemente piegato, rallentato e fatto tornare indietro verso il corpo di origine, seguendo una geodetica totalmente curva. Dall'esterno, quindi, il buco nero appare come un corpo privo di qualsiasi forma di radiazione , osservabile soltanto in via indiretta tramite l'influenza gravitazionale sulla radiazione dei corpi posti nelle vicinanze o posti oltre, ma lungo la linea di vista, che ricadono comunque nel campo gravitazionale.

Sebbene la definizione di buco nero sia piuttosto recente (fu coniata infatti in occasione di una conferenza tenuta nel 1967 dal Prof. John Wheeler, fisico statunitense) l'ipotesi che la materia potesse soccombere alla forza di gravità fu pensata già nel 1783 da John Michell; anche il Marchese di Laplace, matematico francese, pochi anni più tardi, ipotizzò che un oggetto di massa sufficientemente elevata avrebbe potuto trattenere la sua stessa luce ad opera della propria forza di gravità. La prima formulazione scientifica la dobbiamo però a Schwarzschild il quale, nel 1916 e nel  pieno svolgimento delle sue attività come volontario dell'esercito tedesco durante la Prima guerra mondiale, tentò di applicare le equazioni di campo della Relatività Generale al fine di calcolare quale sarebbe stato il campo gravitazionale attorno ad un corpo nello spazio. E' sua la formula che ci consente di determinare il raggio dell'orizzonte degli eventi di un buco nero a partire dalla sua massa (c.d.Raggio di Schwarzschild).
Oppenheimer, nel 1939, mise il sigillo definitivo all'ipotesi, comprendendo cosa sarebbe potuto accadere ad una stella di grande massa secondo la teoria della Relatività Generale, predicendone il collasso gravitazionale e la possibilità che potesse esistere in natura una condizione di densità della materia “infinita”. Nana bianca e stella di neutroni sono stati intermedi del collasso, ciascuno con il proprio limite di massa sopportabile dalla struttura del corpo celeste. Questi limiti sono pari a 1.44 masse solari per la nana bianca (Limite di Chandrasekhar) e di circa 3 masse solari per la stella di neutroni.

In questi termini, è difficile presentare un buco nero poiché non possiamo osservarlo direttamente. Possiamo osservare gli effetti della sua fortissima capacità di curvare lo spazio-tempo circostante inducendo gli oggetti prossimi a orbite che, in assenza di buco nero, non sarebbero giustificabili.

Orbite intorno a un centro di massa invisibile. E' il movimento di questi astri a indicare la presenza di un buco nero.
Orbite intorno a un centro di massa invisibile. E' il movimento di questi astri a indicare la presenza di un buco nero.

Data l'enorme densità di massa, lo spazio-tempo intorno al buco nero subirà una distorsione tale che potremo vedere quello che succede solo entro un certo limite. Oltre questo limite tutto ci viene nascosto. 
Questo limite di osservazione viene definito “orizzonte degli eventi”: nessun evento che si verifichi entro il confine di tale orizzonte potrà mai essere osservato dall'esterno, perciò l'orizzonte degli eventi può essere considerato a tutti gli effetti come la superficie del buco nero. Il raggio dell'orizzonte degli eventi è direttamente proporzionale alla massa che compone il buco nero: tanto più grande è la massa tanto più grande sarà il raggio, come vedremo a breve tramite una apposita formulazione.

La densità della materia all'interno del buco nero tende a infinito in un punto centrale che prende il nome di singolarità spazio-temporale, una condizione estrema ed inosservabile in cui le leggi della fisica standard, compresa la Relatività Generale, non possono essere più applicate e quindi non possono essere più considerate valide. Nessuno sa a cosa va incontro la materia che finisce dentro "imbuto" creato dal buco nero e come si trasforma una volta superato il limite dell'orizzonte degli eventi, sebbene esistano modelli più o meno speculativi.

Una singolarità, quindi, è un punto in cui la fisica nota non funziona e questo andrebbe a violare il principio cosmologico sul quale si basano le soluzioni alle equazioni di Einstein. L'universo ci viene incontro con la così detta censura cosmica: il fatto che le singolarità siano racchiuse all'interno di un orizzonte degli eventi fa sì che in tutto l'universo osservabile la fisica continui a essere valida, sebbene modelli matematici recenti sembrano non negare la possibilità di singolarità "nude", non nascoste oltre l'orizzonte stesso. Intorno all'orizzonte degli eventi avremo uno spazio "borderline" dove, nel caso di buco nero rotante, tutto si muove velocemente trascinato dalla rotazione del buco nero stesso. In quest'area, definita "ergosfera", lo spazio-tempo è trascinato dalla rotazione del buco nero ma è ancora possibile uscirne, poiché il limite di non ritorno dell'orizzonte degli eventi non è ancora stato superato.

Anche il tempo subirà una trasformazione con l'approssimarsi al buco nero: sappiamo che, per la teoria della Relatività, ogni osservatore possiede la propria misura del tempo influenzata dall'attrazione gravitazionale. Due osservatori sottoposti a due diversi campi gravitazionali avranno due diverse (ma altrettanto valide) misurazioni del tempo. Nel caso di un buco nero, oltre l'orizzonte degli eventi si avrà una dilatazione gravitazionatale temporale tale che per un osservatore che si trovi al suo interno il tempo sembrerà essere infinito.

La singolarità di un buco nero
La singolarità di un buco nero

La singolarità spazio-temporale che si crea all'interno dei buchi neri, ossia quella condizione di densità della materia "infinita" che invalida tutte le leggi della fisica, può farli considerare a tutti gli effetti come l'inverso temporale dell'espansione dell'universo alla quale assistiamo oggi. Facendo tornare indietro la freccia del tempo, infatti, tutta la materia oggi in espansione torna in un punto iniziale che viene ad assumere densità infinita, creando una singolarità di partenza rappresentante l'universo appena prima dell'inizio dell'espansione. Una condizione sconosciuta dove la fisica non arriva e proprio per questo una condizione condivisa anche dalla Chiesa visto che resta spazio per l'intervento di un Creatore.

Ultimo aggiornamento del: 26/04/2019 10:22:11

Disco di accrescimento, osservabilità e massa

Un buco nero non è osservabile direttamente quindi il massimo che si possa fare è avvicinarsi il più possibile al limite interno dell'orizzonte degli eventi. Disco di accrescimento e moti dei corpi consentono di stimarne anche la massa.

I buchi neri non sono quindi visibili in via diretta, non emettendo nulla direttamente, ma vengono dedotti dalla radiazione , tipicamente in raggi X e onde radio , emessa dal materiale che, attratto dal buco nero stesso, si riscalda proprio prima di andare a cadere oltre l'orizzonte degli eventi. Questo materiale si dispone in un disco chiamato disco di accrescimento e inizia ad emettere radiazione per attrito. Se intorno al buco nero non è presente materiale talmente vicino da essere attratto, allora la sua presenza può essere dedotta esclusivamente dall'orbita degli oggetti più prossimi. Un esempio molto calzante è quello di una coppia di ballerini in una stanza buia, con la ballerina vestita di bianco e il ballerino vestito di nero. Al buio possiamo soltanto percepire i movimenti della ballerina, ma proprio da questi possiamo capire che se non ci fosse un ballerino a tenerla finirebbe sicuramente a terra.

Sono proprio questi metodi indiretti che consentono di determinare la massa del buco nero. Nel caso di disco di accrescimento, ipotizzando un equilibrio tra pressione della radiazione elettromagnetica e forza gravitazionale espressa, la radiazione catturata consente la scoperta del buco nero nonché la stima della sua massa. Dischi persistenti sono presenti, in genere, intorno a buchi neri di grande massa presenti negli AGN e a buchi neri di massa stellare (o intermedia) in un sistema binario , in occasione di acquisizione di massa ai danni di una stella  compagna. In questi casi è possibile scoprire l'esistenza del buco nero a partire dal movimento del materiale circostante o della stella compagna, nonché risalire facilmente alla massa del buco nero proprio analizzando i movimenti stessi e applicando le regole di gravitazione universale.

Rappresentazione di un disco di accrescimento, materiale che spiraleggia intorno al buco nero riscaldandosi per attrito.
Rappresentazione di un disco di accrescimento, materiale che spiraleggia intorno al buco nero riscaldandosi per attrito.

Esiste però un altro modo per stimare la massa del buco nero (Elena Seyfina - Moscow University - Settembre 2017 su Astronomy and Astrophysics), consistente nell'osservare i burst derivanti da fenomeni di distruzione mareale di stelle di passaggio: questi eventi creano un disco di accrescimento temporaneo, dato dalla materia stellare allungata e in caduta. Un altro modo per determinare la massa di un buco nero consiste nella detection di onde gravitazionali. Le equazioni di Einstein ci dicono come il movimento delle masse crei delle increspature nel fluido dello spazio-tempo - esattamente come un sasso in uno stagno determina onde concentriche - e queste increspature oggi, entro i limiti tecnologici degli interferometri, possono essere captate. Il confronto tra le onde captate da fenomeni di fusione di corpi compatti (buchi neri ma anche stelle di neutroni) e i modelli generati in laboratorio consentono di stabilire quali masse possano aver generato l'evento, giungendo quindi a una stima della massa dei buchi neri originari e risultati dalla fusione. 

Il 10 aprile del 2019 la collaborazione Event Horizon Telescope ha fornito la prima immagine dell'ombra di un buco nero, immagine ottenuta tramite l'utilizzo di vari radiotelescopi in grado di creare uno strumento virtuale delle dimensioni della Terra. Il buco nero osservato è quello della galassia M 87. Per i dettagli è possibile fare riferimento all'articolo scritto per l'occasione e all'intervista al Prof. Luciano Rezzolla in Incontri di Astronomia (10 maggio 2019).

L'immagine elaborata dai dati della Collaborazione EHT che mostra l'ombra del buco nero di M87. Crediti EHT
L'immagine elaborata dai dati della Collaborazione EHT che mostra l'ombra del buco nero di M87. Crediti EHT

 

Ultimo aggiornamento del: 26/04/2019 10:42:48

Proprietà e tipologie di buchi neri

Massa, rotazione e carica elettrica sono i parametri che caratterizzano totalmente un buco nero. In base alla massa è possibile distinguere tra tre tipologie di buco nero, delle quali una deve ancora trovare conferma osservativa.

In base alle soluzioni fornite alle equazioni di Einstein, i buchi neri possono avere diverse caratteristiche ma i parametri fondamentali che li descrivono totalmente sono essenzialmente tre: 

  1. massa
  2. carica elettrica
  3. momento angolare o spin, quindi rotazione

La massa può assumere qualsiasi valore positivo (il fatto di essere buco nero dipende dal volume rapportato al raggio di Schwarzschild) mentre carica elettrica Q e momento angolare J vengono a dipendere proprio dalla massa secondo la relazione: 

Q2 + (J / M)2 <= M2

In generale la dimensione di un buco nero rotante e con carica elettrica si approssima con il Raggio di Schwarzschild Rsc, pari a:

Rsh = (2GM / c2) ~= 2.95(M / Msole) km

I buchi neri più semplici sono quelli risultanti dalle equazioni di Schwarzschild e hanno soltanto la massa maggiore di zero, risultando quindi privi di carica elettrica e non rotanti. In tali condizioni i buchi neri sono perfettamente sferici come sferico è il campo gravitazionale, con la conseguenza che gli effetti gravitazionali di un buco nero di Schwarzschild al di fuori dell'orizzonte degli eventi sono esattamente gli stessi di qualsiasi altro corpo celeste di massa uguale.
Buchi neri con carica elettrica sono detti buchi neri di Reissner-Nordstrom.
Buchi neri rotanti sono detti buchi neri di Kerr.
Un buco nero rotante con carica elettrica è definito come buco nero di Kerr-Newman.

In base alla massa si è soliti distinguere tra buchi neri supermassivi, buchi neri di taglia stellare e - tra le due classi - una dibattuta classe di buchi neri di taglia intermedia dei quali a oggi non si ha ancora alcun esempio concreto, sebbene negli ultimi anni qualche indizio sembra essere stato posto in risalto.

Buchi neri di taglia stellare

I buchi neri stellari sono quelli che derivano dal collasso gravitazionale di stelle di grande massa giunte al termine delle proprie capacità di innescare fusioni nucleari.

Man mano che che la densità della materia stellare aumenta, il campo gravitazionale diventa sempre più forte fino al punto di determinare una velocità di fuga superiore alla velocità della luce. Per la morte delle stelle di grandi massa si può fare riferimento alla sezione dedicata
Il limite minimo di massa per un buco nero stellare sembra attestarsi intorno alle 3.8 masse solari, rappresentanti la massa limite che può essere sopportata da una stella di neutroni sebbene la misura precisa sia ancora incerta. In realtà ogni corpo può divenire un buco nero, a condizione che la sua massa sia compressa in un volume pari o inferiore al raggio di Schwarschild per la massa in gioco. Qualche mistero è presente anche per la massa-limite superiore, derivante dalla massa massima che una stella può raggiungere.

Buchi neri supermassivi

I buchi neri supermassivi sono presenti al centro di tutte, o quasi, le galassie. La modalità di formazione di simili buchi neri, le cui masse raggiungono spesso i miliardi di masse solari, è ancora oggi argomento di forte dibattito essendo legata al processo di formazione delle galassie ospiti e quindi anche alla natura e al comportamento della elusiva materia oscura
Una domanda aperta riguardante i buchi neri supermassivi verte sui processi che possono aver dato luogo a concentrazioni di massa così grandi in tempi in cui l'universo era ancora molto giovane, circa 13 miliardi di anni fa. I processi di accumulo di simili masse a noi noti, infatti, richiedono molto tempo e scovare buchi neri di milioni o miliardi di masse solari quando l'universo aveva una età pari al 5% di quella attuale è da sempre un mistero. Le ipotesi sono comunque diverse, anche se nessuna è confermata: queste masse potrebbero ad esempio essere nate dall'interazione tra flussi di gas supersonici lasciati dal Big Bang e la materia oscura, processo che stando alle simulazioni potrebbe richiedere appena 100 milioni di anni. Questa interazione, infatti, potrebbe creare protostelle di circa 34 mila masse solari in un lasso di tempo molto limitato. Il collasso di queste stelle, ripetuto più volte, potrebbe aver dato vita alla fusione di molteplici buchi neri fino ai "mostri" che vediamo oggi al centro delle galassie. Esiste però anche la possibilità teorica che i buchi neri possano addirittura precedere la formazione stellare, secondo uno studio avanzato per la prima volta da Stephen Hawking negli anni Settanta del secolo scorso: per provare questa teoria sarebbe necessario captare onde gravitazionali da fusioni di buchi neri oltre una certa distanza, precisamente oltre un redshift pari a 40 (Brown University e Harvard University, Dicembre 2017, Physical Review Letters). Se trovassimo una onda generata oltre questa distanza, e quindi entro i primi 65 milioni di anni dal Big Bang, allora potremmo avere la certezza che i processi che formano i buchi neri non sono solo legati alle stelle ma questa possibilità è ancora tecnologicamente molto lontana. 

Buchi neri intermedi

Buchi neri di massa intermedia sono teorizzati da tempo ma finora non si ha prova sicura della loro esistenza visto che mancano situazioni che abbiano portato alla stima di massa di mille o più masse solari. Si ritiene che buchi neri di massa intermedia possano esistere al centro degli ammassi globulari, facilitati da una concentrazione di stelle e quindi di massa nelle zone centrali, ma ad oggi esistono soltanto pochi candidati ancora da confermare. Due esempi sono dati da un candidato nell'ammasso globulare di 47 Tucanae e da uno nell'AGN di NGC 3319.

Buchi neri primordiali

Contrariamente ai buchi neri di massa stellare, derivanti dal collasso gravitazionale, e a quelli più massivi, legati a processi ancora da accertare, il modello cosmologico prevede la possibilità di buchi neri primordiali, forme ipotetiche di buchi neri risultanti dalla densità elevatissima dell'universo appena nato e da fluttuazioni di densità locali tali da alterare la distribuzione di materia.

Secondo la Relatività Generale il più piccolo buco nero primordiale dovrebbe essere già evaporato ma un modo per rilevare buchi neri primordiale potrebbe essere proprio l'osservazione della radiazione di Hawking ma si tratta di una radiazione molto debole (eccetto il caso dell'ultimo burst gamma) e difficile da osservare. Ad oggi non c'è alcuna evidenza di buchi neri primordiali, anche se molte teorie li chiamano in causa sotto diversi aspetti, anche come contributo alla materia oscura .

Ultimo aggiornamento del: 26/04/2019 15:21:39

Evaporazione dei buchi neri

Processi legati alla fluttuazione quantistica possono portare i buchi neri a una perdita di massa con conseguente aumento di temperatura. Il buco nero finirebbe così per evaporare in un burst gamma finale. Radiazione di Hawking sperimentata nel 2016

Nulla fugge a un buco nero ma nel 1974 Stephen Hawking dimostrò come, teoricamente, i buchi neri possano essere descritti dalle leggi della termodinamica, con la conseguenza che anche i buchi neri siano in possesso di temperatura ed entropia giungendo alla conclusione ultima per la quale dovrebbe esistere una radiazione di particelle subatomiche con implicita perdita di massa , visto che energia e massa sono equivalenti. La radiazione dovrebbe essere equivalente a quella emessa da un corpo nero con temperatura inversamente proporzionale alla massa del buco nero

Il processo con il quale il buco nero emette radiazione è definito Entaglement Quantistico e la radiazione è chiamata Radiazione di Bekenstein-Hawking o più comunemente Radiazione di Hawking. Per fluttuazione quantistica, secondo il principio di indeterminazione di Heisenberg , uno spazio vuoto è caratterizzato da un continuo apparire e sparire di coppie di particelle-antiparticelle che nascono e si annichilano tra loro. Come approssimazione del discorso, può quindi capitare che la coppia di particella-antiparticella venga a formarsi a cavallo dell'orizzonte degli eventi, con la conseguenza che una particella riesca a sfuggire al buco nero mentre l'altra ne venga risucchiata. Per rispettare il principio di conservazione di energia complessiva, quest'ultima particella deve annichilirsi all'interno dell'orizzonte degli eventi generando una "evaporazione". A un osservatore esterno sembrerebbe vedere una particella provenire dal buco nero.

Rappresentazione della radiazione di Hawking. Crediti INFN
Didascalia

Contrariamente alla radiazione di corpo nero , tuttavia, la radiazione termica del buco nero soddisfa esattamente la Legge di Planck mentre la radiazione del corpo nero la soddisfa soltanto in media. In questo modo, mentre la radiazione termina trasporta informazioni sul corpo sorgente, la radiazione di Hawing non trasporta alcuna informazione dipendendo soltanto da massa, spin e carica (il buco nero non ha capelli o "no-hair theorem" o ancora teorema dell'essenzialità). Il fatto di perdere ogni informazione andrebbe a violare la seconda legge della termodinamica, il che ha portato lo stesso Hawking a tentare alcune soluzioni al paradosso.

Man mano che il buco nero perde massa, la sua temperatura aumenta in modo esponenziale con la conseguenza più probabile che il buco nero stesso veda la propria fine dissolvendosi in un violento burst a raggi gamma nel momento in cui la massa e la dimensione si avvicinino alla massa e alla lunghezza di Planck.

Sembra tutto molto teorico ma in realtà la Radiazione di Hawking è stata dimostrata a Agosto 2016 dal prof. Jeff Steinhauer dell'Istituto Israeliano di Tecnologia di Haifa. Nell'impossibilità di riprodurre un buco nero cosmologico, è stato ricreato un buco nero acustico, funzionante con il suono al posto della luce tramite il condensato di Bose-Einstein . La temperatura è stata portata ai limiti dello zero assoluto mentre la materia è stata agitata molto velocemente per riprodurre l'orizzonte degli eventi. Ciò che è risultato è una correlazione tra particelle ad alta energia delle coppie formatesi da Entaglement quantistico, con valore energetico uguale e contrario in posizioni equidistanti dall'orizzonte degli eventi riprodotto. Al di fuori dell'orizzonte sono state osservate energie costituenti le onde sonore (fononi). I fononi caduti all'interno avevano energia negativa, come previsto, mentre quelli fuggiti avevano energia positiva. La particella fuggita, inoltre, conservava per entaglement quantistico informazioni riguardanti la particella inghiottita il che potrebbe essere una base per la risoluzione del paradosso dell'informazione.

 

 

 

Ultimo aggiornamento del: 05/05/2019 18:28:32