Buchi neri
Un
buco nero è una regione di spazio dove la forza di gravità
è così intensa che nulla, nemmeno la luce, può sfuggire
da esso (non si tratta di un buco nel senso usuale del termine, ma di
una regione con una fortissima attrazione gravitazionale). Si forma al
termine della vita di una stella di grande massa (più di otto volte
la massa del Sole), quando questa ha consumato al suo interno tutto il
combustibile nucleare e non ha più l'apporto della pressione generata
dalle reazioni nucleari per controbilanciare l'attrazione gravitazionale
che tende a far collassare la stella su sé stessa. L'evoluzione
finale delle stelle prevede tre possibili scenari. Se la massa finale
della stella (durante la loro evoluzione le stelle possono perdere una
parte considerevole della loro massa) è minore di circa 1,4 masse
solari (limite di Chandrasekhar), la stella si contrae fino a diventare
un oggetto di grande densità, ma comunque ancora stabile (nana
bianca), perché la pressione verso l'esterno che ferma il collasso
gravitazionale è garantita dal principio
di esclusione di Pauli fra gli elettroni presenti (in parole povere,
le leggi della meccanica quantistica impediscono agli elettroni di condensarsi
oltre un certo limite). Per una stella di almeno otto masse solari, la
contrazione gravitazionale ha la meglio e la stella esplode come supernova,
espellendo nello spazio circostante gran parte del materiale; rimane un
nucleo centrale, che se ha massa fino a tre volte quella del Sole (il
valore limite è incerto e dipende dalle proprietà della
materia alle altissime densità) si compatta a una densità
molto maggiore di quella delle nane bianche ma comunque ancora in uno
stato di equilibrio (stella
di neutroni), con il collasso gravitazionale fermato dal principio
di esclusione di Pauli questa volta tra i neutroni piuttosto che tra gli
elettroni. Se la massa del nucleo è superiore a tre masse solari,
nulla può impedire il collasso gravitazionale e la stella diventa
un buco nero, con una densità così elevata (quindi con una
gravità così intensa) che la velocità di fuga è
maggiore di quella della luce. La superficie ideale che fissa il limite
oltre il quale nulla può sfuggire è detta orizzonte
degli eventi. Un buco nero può anche formarsi per accumulazione
continua di massa da una stella compagna con cui forma un sistema binario:
per esempio, una stella di neutroni può attrarre massa dalla sua
compagna fino a superare la massa critica e diventare un buco nero. In
questo caso si parla di buco nero stellare, in quanto la massa non deve
necessariamente essere molto elevata.
I valori delle masse riportati sopra sono indicativi, in quanto non si
conosce ancora con precisione quanto massa deve avere una stella per formare
un buco nero piuttosto che una stella di neutroni. Il metodo più
affidabile per stimare la massa della stella progenitrice è mostrare
che il buco nero o la stella di neutroni fanno parte di un ammasso di
stelle, tutte della stessa età. Poiché le stelle con più
massa evolvono più rapidamente di quelle meno massive, la massa
di una stella può essere stimata se si conosce il suo percorso
evolutivo. Le stelle di neutroni e i buchi neri sono al termine della
loro vita, pertanto i loro progenitori devono essere stati tra le stelle
con più massa dell'ammasso. Anche altri fattori indicano se una
stella di grande massa diventerà una stella di neutroni o un buco
nero: tra questi, la composizione chimica, la rapidità di rotazione,
l'intensità del campo magnetico. Secondo alcuni studi teorici,
le stelle di composizione chimica normale diventano buchi neri se hanno
una massa compresa tra 25 e 40 masse solari. A conferma dell'incertezza
che si ha in tali valutazioni, altri calcoli mostrano che stelle con tale
massa non possono diventare buchi neri, ma soltanto stelle di neutroni,
perché espellono massa con grande efficacia durante la loro vita.
Per definizione, un buco nero non può essere osservato direttamente.
Può però essere identificato in modo indiretto grazie agli
effetti gravitazionali che induce sulla materia circostante, per esempio
dai raggi X emessi da gas e particelle che cadono verso il suo centro
di gravità: nel processo di caduta, infatti, l'energia gravitazionale
della materia si trasforma in energia cinetica, che aumenta sempre più
all'aumentare della velocità, fino a raggiungere valori che portano
la materia a temperature di alcuni milioni di gradi, cioè all'emissione
di raggi X.
Se un buco nero orbita attorno a una stella normale il sistema può
diventare una cosiddetta 'binaria X': in questo caso fluisce continuamente
verso il buco nero la materia sfuggita all'attrazione gravitazionale dell'altra
stella. In realtà questo processo è molto più complesso,
in quanto la materia proveniente dalla stella possiede un moto rotatorio
e pertanto, prima di precipitare nel buco nero, inizia a ruotare attorno
a esso, formando una struttura abbastanza stabile chiamata disco di accrescimento,
dal quale le particelle scendono lentamente verso il buco nero.
La misura delle accelerazioni (più che quella delle velocità)
di stelle in orbita attorno a un buco nero fornisce importanti informazioni
sulle proprietà di quest'ultimo. L'accelerazione è un vettore,
pertanto di essa si calcolano sia la direzione sia il valore assoluto.
La posizione del buco nero si ricava dal luogo in cui si intersecano le
direzioni delle accelerazioni di qualche stella. La massa invece si determina
dal valore assoluto delle accelerazioni, se si conosce la distanza delle
stelle dal buco nero: si utilizza semplicemente la legge di gravitazione
universale. Questo metodo è comune in astronomia: anche la massa
del Sole si misura osservando quanto velocemente i pianeti gli girano
intorno. Per ricavare l'accelerazione delle stelle dalle osservazioni
bisogna determinare con accuratezza la posizione degli astri e valutare
come variano nel tempo le velocità dei loro spostamenti. Questo
lavoro risulta più facile per le stelle che si muovono in modo
più significativo, tipicamente quelle più vicine al buco
nero. Affinché il calcolo delle accelerazioni non risulti affetto
da errori, bisogna eliminare il tremolìo causato dalla perturbazione
dell'atmosfera terrestre, per esempio prendendo immagini con brevi tempi
di esposizione, in modo da 'congelare' il disturbo atmosferico.
In linea di principio non c'è alcun limite alla quantità
di massa che un buco nero può possedere (l'importante è
che sia compressa in uno stato di alta densità), ma poiché
si pensa che la maggior parte di questi oggetti derivino dal collasso
di stelle massive, ci si aspetta che la loro massa sia simile a quella
di queste stelle. L'esistenza di buchi neri di grande massa costringe
a rivedere le idee sulla natura di questi corpi celesti, quindi anche
sulla loro reale età. Più un buco nero è massivo
più esso occupa spazio. Infatti il raggio del suo orizzonte degli
eventi (r
Sono detti attivi i buchi neri che stanno inglobando grandi quantità
di materia; questa, nella veloce caduta, si scalda fino a milioni di gradi.
Si pensa che la maggior parte delle galassie, compresa la nostra, contenga
al centro un buco nero supermassivo, ma non c'è accordo tra gli
astrofisici sul tipo di rapporto che esiste tra questi potenti oggetti
e le galassie. Alcuni ipotizzano che i buchi neri siano i semi attorno
ai quali si sono formate le galassie, cioè che essi abbiano agito
come catalizzatori per la loro crescita. Altri sono convinti invece che
i buchi neri supermassivi comincino a inglobare massa quando le galassie
si sono già formate. Infine, non si esclude che i buchi neri e
le galassie si siano sviluppati insieme.
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