Tuesday, May 8, 2018

Nascita ed evoluzione dei Buchi Neri

Nel articolo di ieri abbiamo tentato di spiegare cos’è un buco nero, oggi vediamo come nascono e come evolvono questi singolari oggetti astronomici. La loro formazione nel cosmo non avviene silenziosamente, ma dopo l’esplosione di una stella di grande massa come una supernova. Queste stelle particolari, una volta esaurito il loro combustibile nucleare, non riescono a controbilanciare la contrazione gravitazionale e collassano sotto il loro stesso peso. Gli attuali modelli indicano che solo il nucleo della stella si trasforma in un buco nero, perché durante le ultime fasi della vita dell’astro l’esplosione finale sarebbe responsabile della dispersione della materia, che andrebbe a costituire una nebulosa. Per dare vita ad un buco nero è però necessario che il nucleo stellare abbia una massa pari almeno al triplo di quella del Sole.


Tornando a quello che rimane del nucleo della stella dopo l’esplosione, la teoria della Relatività afferma che lo spazio-tempo acquista una curvatura infinitamente grande e questa materia è estremamente addensata in una regione di spazio considerevolmente piccola, tanto da poterla pensare concentrata in un punto di densità infinita chiamato singolarità. Inutile dire che qui le usuali leggi fisiche cessano di valere. Le stranezze però non terminano qua perché il buco nero è caratterizzato da una superficie immaginaria detta orizzonte degli eventi, che indica il confine che separa la parte di spazio “normale” da quella non più osservabile dall’esterno. Il raggio è direttamente proporzionale alla massa. Ad esempio un buco nero di massa pari a quella del Sole avrebbe un raggio di circa 3 chilometri, mentre per una massa pari a quella della Terra il raggio sarebbe circa 0,88 centimetri. Le masse dei buchi neri, comunque, sono estremamente variabili. Ad esempio quelli stellari si attestano ad alcune volte, o alcune decine di volte, quella del Sole, mentre i buchi neri che si trovano al centro delle galassie, i così detti Buchi neri galattici, possono raggiungere anche i miliardi di masse solari.

L’osservazione diretta dei buchi neri non porterebbe a nulla dato che non possono emettere radiazioni, a parte quelle previste da Hawking. Tuttavia se il buco nero è circondato da gas che gli orbita attorno tenderà a precipitare al suo interno ed il gas assumerà una configurazione centrata nel buco nero detta disco di accrescimento. Cadendo verso il buco nero, prima di venire inglobato, il gas tenderà a scaldarsi raggiungendo temperature di miliardi di gradi ed emettendo radiazioni elettromagnetiche soprattutto nella banda X, che siamo in grado di osservare dallo spazio. Tale scenario raffigura i così detti sistemi binari: una delle stelle è un buco nero che sottrae gas alla stella compagna di tipo normale.

Si suppone che anche i fenomeni energetici che vengono osservati nelle galassie con nucleo attivo dipendano dalla presenza di un disco di accrescimento attorno a un buco nero estremamente massiccio posto nel loro centro. Oppure, un altro metodo per scovare un buco nero posto in un sistema binario che orbita attorno ad una stella normale può essere quello di calcolare se la compagna invisibile ha massa sufficiente per essere un buco nero, sapendo almeno il periodo orbitale del sistema che è ricavabile da analisi dello spostamento Doppler della luce della stella visibile ed utilizzando le leggi di Keplero.

Finora non abbiamo fatto altro che dare delle informazioni qualitative, ma sappiate che dietro a tutto questo si celano diverse tipologie di buchi neri descritte dalle soluzioni delle equazioni di campo di Einstein che sono le seguenti: la più semplice è quella di Schwarzschild, che descrive un buco nero caratterizzato soltanto dalla sua massa, non ruotante e a simmetria sferica; abbiamo poi quella di Reissner-Nordstrom, del 1916-18, caratterizzante buchi neri a simmetria sferica non ruotanti dotati di massa e anche di carica elettrica. Quella per i buchi neri dotati di massa e ruotanti, ma senza carica elettrica, è detta di Kerr, e venne introdotta nel 1963. Infine i buchi neri di Kerr-Newmann hanno contemporaneamente massa, carica e rotazione, e la relativa soluzione che li descrive è stata scoperta nel 1965.

Il modello di buco nero oggi più accreditato? Pare che sia quello descritto dalla soluzione di Kerr.

No comments:

Post a Comment