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Buchi neri

Cultura

I BUCHI NERI

Nella relativita' generale, si definisce buco nero (black hole in inglese) una regione dello spazio-tempo con un campo gravitazionale cosi forte e intenso che nulla al suo interno puo' sfuggire all'esterno, nemmeno la luce. Classicamente, questo avviene attorno ad un corpo celeste estremamente denso nel caso in cui tale corpo sia dotato di un'attrazione gravitazionale talmente elevata che la velocita' di fuga dalla sua superficie risulti superiore alla velocita' della luce. Da un punto di vista relativistico, invece, la deformazione dello spazio-tempo dovuta ad una massa cosi densa e' tale che la luce subisce, in una simile situazione limite, un redshift gravitazionale infinito. In altre parole, la luce perde tutta la sua energia cercando di uscire dal buco nero. La superficie limite al di la' della quale tali fenomeni avvengono e' detta orizzonte degli eventi. Da questa caratteristica, deriva l'aggettivo "nero", dal momento che un buco nero non puo' emettere luce. Dal fatto che nessuna particella puo' sfuggirgli (nemmeno i fotoni), una volta catturata, risulta invece appropriato il termine "buco". Un corpo celeste con questa proprieta' risulterebbe, quindi, invisibile e la sua presenza potrebbe essere rilevata solo indirettamente, tramite gli effetti della materia che precipita nel suo intenso campo gravitazionale. Fino ad oggi, sono state raccolte numerose osservazioni astrofisiche che possono essere interpretate (anche se non univocamente) come indicazioni dell'effettiva esistenza di buchi neri nell'universo, come le galassie attive o le binarie X. Il termine "buco nero" e' dovuto al fisico John Archibald Wheeler (in precedenza si parlava di dark star o black star). Oggetti i cui campi gravitazionali sono troppo forti per permettere alla luce di fuggire sono stati teorizzati nel XVIII secolo da John Michell e Pierre-Simon Laplace. La prima soluzione moderna della relativita' generale, che avrebbe caratterizzato un buco nero, e' stata trovata da Karl Schwarzschild nel 1916, anche se la sua interpretazione relativa a una regione di spazio da cui nulla puo' sfuggire e' stata pubblicata da David Finkelstein nel 1958. A lungo considerata una curiosita' matematica, risale agli anni '60 la dimostrazione teorica che i buchi neri erano una previsione generica della relatività generale. La scoperta successiva delle stelle di neutroni ha suscitato interesse negli oggetti compatti collassati su loro stessi per via della loro forza gravitazionale come una possibile realta' astrofisica. I buchi neri piu' semplici hanno una massa, ma non carica elettrica ne momento angolare. Questi buchi neri sono spesso indicati come buchi neri di Schwarzschild dopo che Karl Schwarzschild scopri' questa soluzione nel 1916. Secondo il teorema di Birkhoff, e' l'unica soluzione di vuoto sfericamente simmetrica. Cio' significa che non vi e' differenza osservabile tra il campo gravitazionale di un buco nero e di un qualsiasi altro oggetto sferico della stessa massa. La convinzione popolare di un buco nero capace di "risucchiare ogni cosa" nel suo ambiente quindi e' corretta solo in prossimita' dell'orizzonte di un buco nero; a distanza da questo, il campo gravitazionale esterno e' identico a quello di qualsiasi altro organismo della stessa massa. Esistono anche soluzioni che descrivono i buchi neri piu' generali. I buchi neri carichi sono descritti dalla metrica di Reissner-Nordstrom, mentre la metrica di Kerr descrive un buco nero rotante. La soluzione piu' generale di un buco nero stazionante conosciuta e' la metrica di Kerr-Newman, che descrive un buco nero sia con carica che momento angolare. Mentre la massa di un buco nero puo' assumere qualsiasi valore positivo, la carica e il momento angolare sono vincolati dalla massa. Le cosiddette singolarita' nude che si possono osservare dal di fuori sono considerate non-fisiche. L'ipotesi della censura cosmica esclude la formazione di tali singolarita', quando vengono create attraverso il collasso gravitazionale della materia realistica. Questa ipotesi e' supportata da simulazioni numeriche. A causa della relativamente grande forza elettromagnetica , i buchi neri formatisi dal collasso di stelle sono tenuti a mantenere la carica quasi neutra della stella. La rotazione, tuttavia, dovrebbe essere una caratteristica comune degli oggetti compatti. Il buco nero binario a raggi X GRS 1915 105 sembra avere un momento angolare vicino al valore massimo consentito. I buchi neri sono  comunemente classificati in base alla loro massa, indipendente del momento angolare J o carica elettrica Q. La dimensione di un buco nero, come determinata dal raggio dell'orizzonte degli eventi, e' approssimativamente proporzionale alla massa. Questa relazione e' esatta solo per i buchi neri con carica e momento angolare nulli, mentre per i buchi neri piu' generali puo' variare fino a un fattore di 2.

Orizzonte degli eventi

Lontano dal buco nero una particella puo' muoversi in qualsiasi direzione, come illustrato dalla di frecce. Il movimento e' limitato solo dalla velocita' della luce
Piu' vicino al buco nero lo spazio-tempo inizia a deformarsi. Ci sono sentieri che vanno verso il buco nero rispetto a percorsi di allontanamento
All'interno dell'orizzonte degli eventi i percorsi portano la particella piu' vicino al centro del buco nero. La particella non puo' piu' sfuggire
La caratteristica distintiva di un buco nero e' la comparsa di un orizzonte degli eventi - un confine spazio -temporale attraverso il quale la materia e la luce possono passare solo verso l'interno del buco nero. Nulla, nemmeno la luce, puo' sfuggire dall'orizzonte degli eventi.

L'orizzonte degli eventi e' indicato come tale, perche'  se un evento si verifica entro i suoi confini, le informazioni da tale evento non possono raggiungere un osservatore esterno, rendendo impossibile determinare se si sia effettivamente verificato. Come predetto dalla relativita' generale, la presenza di una massa deforma lo spazio-tempo in modo tale che i percorsi seguiti dalle particelle piegano verso la massa del buco. All'orizzonte degli eventi di un buco nero, questa deformazione diventa cosi forte che non esistono percorsi per sfuggire al buco nero. Per un osservatore distante, un orologio vicino a un buco nero sembra ticchettare piu' lentamente rispetto a quelli piu' lontani dal buco nero. A causa di questo effetto, noto come dilatazione temporale gravitazionale, un oggetto che cade in un buco nero sembra rallentare come si avvicina l'orizzonte degli eventi, impiegando un tempo infinito per raggiungerlo. Allo stesso tempo, tutti i processi attivi su questo oggetto rallentano, dal punto di vista di un osservatore esterno fisso, provocando un effetto noto come redshift gravitazionale. Infine, in prossimita' dell'orizzonte degli eventi, l'oggetto in caduta emette cosi poca luce che non puo' piu' essere visto. D'altra parte, un osservatore in caduta in un buco nero non nota nessuno di questi effetti mentre attraversa l'orizzonte degli eventi. Secondo il suo personale orologio, attraversa l'orizzonte degli eventi dopo un tempo finito senza notare alcun comportamento singolare. In particolare, non e' in grado di determinare esattamente quando lo attraversa, come e' impossibile determinare la posizione dell'orizzonte degli eventi da osservazioni locali. La forma dell'orizzonte degli eventi di un buco nero e' sempre approssimativamente sferica. Per buchi neri non rotanti (statici) la geometria e' appunto sferica, mentre per i buchi neri rotanti la sfera e' alquanto oblata.

Singolarita'

Al centro di un buco nero come descritto dalla relativita' generale si trova una singolarita' gravitazionale, una regione in cui la curvatura dello spazio diventa infinita. Per un buco nero non rotante, questa regione prende la forma di un unico punto, mentre per un buco nero rotante viene spalmato per formare una singolarita' ad anello giacente nel piano di rotazione. In entrambi i casi, la regione singolare ha volume pari a zero. Si puo' dimostrare che la regione singolare contiene tutta la massa del buco nero. La regione singolare puo' quindi essere pensata come avente densita' infinita. Gli osservatori che cadono in un buco nero di Schwarzschild (cioe', non rotante e non carico) non possono evitare di essere trasportati nella singolarita', una volta che attraversano l'orizzonte degli eventi.
Si puo' prolungare l'esperienza accelerando verso l'esterno per rallentare la loro discesa, ma solo fino a un certo punto; dopo aver raggiunto una certa velocità ideale, e' meglio la caduta libera per proseguire. Quando raggiungono la singolarita', sono schiacciati a densità infinita e la loro massa viene aggiunta alla massa totale del buco nero. Prima che cio' accada, essi sono comunque stati fatti a pezzi dalle crescenti forze di marea in un processo a volte indicato come spaghettificazione o "effetto pasta". Nel caso di un buco nero rotante (Kerr) o carico (Reissner-Nordstrom), e' possibile evitare la singolarita'. Estendendo queste soluzioni per quanto possibile, si rivela la possibilita' ipotetica di uscire dal buco nero verso una dimensione spazio-temporale differente, con il buco che funge da tunnel spaziale. La possibilita' di viaggiare verso un altro universo e' pero' solo teorica, poiche' una qualsiasi perturbazione puo' distruggere questa possibilita'. Sembra inoltre che sia possibile seguire le curve spaziotemporali chiuse di tipo tempo (tornando al proprio passato) intorno alla singolarita' di Kerr, che portano a problemi di causalita', come il paradosso del nonno. Si prevede che nessuno di questi effetti particolari possano verificarsi in un corretto trattamento quantico di buchi neri rotanti e carichi. La comparsa delle singolarita' nella relativita' generale e' comunemente considerata come l'elemento di rottura della teoria stessa. Questa rottura, tuttavia, e' prevista; si verifica quando a descrivere queste azioni intervengono gli effetti quantistici, dovuti alla densita' estremamente elevata e pertanto alle interazioni tra le particelle. Ad oggi, non e' stato possibile combinare effetti quantistici e gravitazionali in una singola teoria, sebbene esistano tentativi di formulare una teoria di gravita' quantistica. In generale si prevede che tale teoria non presenti alcuna singolarita'.

Sfera fotonica

La sfera fotonica e' un confine sferico di spessore nullo tale che i fotoni che si spostano tangenti alla sfera sono intrappolati in un'orbita circolare. Per i buchi neri non-rotanti, la sfera fotonica ha un raggio di 1,5 volte il raggio di Schwarzschild. Le orbite sono dinamicamente instabili, quindi ogni piccola perturbazione (come una particella di materia in caduta) aumentera' nel tempo, o tracciando una traiettoria verso l'esterno che sfuggira' al buco nero o una spirale verso l'interno che eventualmente attraversera' l'orizzonte degli eventi. Mentre la luce puo' ancora sfuggire dall'interno della sfera fotonica, ogni luce che attraversa la stessa con una traiettoria in entrata sara' catturata dal buco nero. Quindi qualsiasi luce che raggiunge un osservatore esterno dall'interno della sfera fotonica deve essere stata emessa dagli oggetti all'interno della sfera stessa, ma ancora al di fuori dell'orizzonte degli eventi. Altri oggetti compatti, come le stelle di neutroni, possono avere sfere fotoniche. Cio' deriva dal fatto che il campo gravitazionale di un oggetto non dipende dalla sua dimensione effettiva, quindi ogni oggetto che e' piu' piccolo di 1,5 volte il raggio di Schwarzschild corrispondente alla sua massa puo' effettivamente avere una sfera di fotoni.

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