Buco nero

La struttura base di un buco nero consiste in una singolarità nascosta da un orizzonte degli eventi. All’interno dell’orizzonte degli eventi, la velocità di fuga ( vesc ) supera la velocità della luce ( c ) e un oggetto è intrappolato per sempre. Fuori dall’orizzonte degli eventi, vesc < c e l’oggetto è in grado di fuggire.

L’esistenza di tali oggetti fu suggerita per la prima volta già alla fine del 1700. Tuttavia, è stato Karl Schwarzschild (1873-1916), un astronomo tedesco, che ha sostanzialmente sviluppato l’idea moderna di buco nero. Usando la teoria della relatività generale di Einstein, Schwarzschild scoprì che la materia compressa in un punto (ora conosciuta come una singolarità) sarebbe racchiusa da una regione sferica di spazio da cui nulla potrebbe fuggire. Il limite di questa regione è chiamato orizzonte degli eventi, un nome che significa che è impossibile osservare qualsiasi evento che abbia luogo al suo interno (poiché l’informazione non può uscire).

Per un buco nero non rotante, il raggio dell’orizzonte degli eventi è noto come raggio di Schwarzschild, e segna il punto in cui la velocità di fuga dal buco nero è uguale alla velocità della luce. In teoria, qualsiasi massa può essere compressa a sufficienza per formare un buco nero. L’unico requisito è che la sua dimensione fisica sia inferiore al raggio di Schwarzschild. Per esempio, il nostro Sole diventerebbe un buco nero se la sua massa fosse contenuta in una sfera di circa 2,5 km di diametro.

Ben dentro l’orizzonte degli eventi si trova il cuore del buco nero – la singolarità. Tutto ciò che si trova all’interno dell’orizzonte degli eventi è irreversibilmente attirato verso questo punto dove la curvatura dello spaziotempo diventa infinita e la gravità è infinitamente forte. Un dilemma interessante per gli astrofisici è che le condizioni fisiche in prossimità di una singolarità portano alla completa rottura delle leggi della fisica. Eppure non c’è nulla nella teoria della relatività generale che impedisca alle singolarità isolate, o “nude”, di esistere. Per evitare la situazione in cui potremmo effettivamente vedere questa rottura della fisica, è stata proposta la congettura della censura cosmica. Questa afferma che ogni singolarità deve avere un orizzonte degli eventi che la nasconde alla vista – esattamente quello che troviamo per i buchi neri.

I buchi neri sono completamente caratterizzati da tre soli parametri: massa, rotazione e carica. Ora si pensa che ci siano 4 tipi principali di buchi neri, se classificati in base alla massa:

1. I buchi neri primordiali hanno masse paragonabili o inferiori a quella della Terra. Questi oggetti puramente ipotetici potrebbero essersi formati attraverso il collasso gravitazionale di regioni ad alta densità al tempo del Big Bang.
2. I buchi neri di massa stellare hanno masse comprese tra circa 4 e 100 masse solari e derivano dal collasso del nucleo di una stella massiccia alla fine della sua vita.
3. Possono esistere anche buchi neri di massa intermedia di 102 e 105 masse solari. Il primo IMBH buono è la sorgente di raggi X HLX-1, vista in proiezione vicino al centro della galassia S0 ESO 243-49.
4. I buchi neri supermassicci pesano tra 105 e 1010 masse solari e si trovano al centro della maggior parte delle grandi galassie.

In alternativa, i buchi neri possono essere classificati in base alle altre due proprietà di rotazione e carica:

1. Il buco nero di Schwarzschild, altrimenti noto come “buco nero statico”, non ruota e non ha carica elettrica. È caratterizzato solo dalla sua massa.
2. Il buco nero di Kerr è uno scenario più realistico. Questo è un buco nero rotante senza carica elettrica.
3. I buchi neri carichi possono essere di due tipi. Un buco nero carico e non rotante è conosciuto come un buco nero Reissner-Nordstrom, un buco nero carico e rotante è chiamato un buco nero Kerr-Newman.

Secondo la teoria classica della relatività generale, una volta che un buco nero è creato, durerà per sempre poiché nulla può sfuggirgli. Tuttavia, se si considera anche la meccanica quantistica, si scopre che tutti i buchi neri alla fine evaporano perché perdono lentamente la radiazione di Hawking. Questo significa che la vita di un buco nero dipende dalla sua massa, con i buchi neri più piccoli che evaporano più velocemente di quelli più grandi. Per esempio, un buco nero di 1 massa solare impiega 1067 anni per evaporare (molto più a lungo dell’età attuale dell’Universo), mentre un buco nero di soli 1011 kg evaporerà entro 3 miliardi di anni.

I buchi neri vengono rilevati osservando i fenomeni ad alta energia e i moti degli oggetti vicini. Questo grafico del moto orbitale della stella S2 intorno al centro della Via Lattea fornisce una forte prova dell’esistenza di un buco nero supermassiccio (~3 milioni di masse solari) al centro della nostra galassia.
Credit: ESO

Le prove osservative dei buchi neri non sono, ovviamente, facili da ottenere. Poiché la radiazione non può sfuggire all’estrema attrazione gravitazionale di un buco nero, non possiamo rilevarli direttamente. Invece deduciamo la loro esistenza osservando fenomeni ad alta energia come l’emissione di raggi X e i getti, e i movimenti degli oggetti vicini in orbita attorno alla massa nascosta. Un’ulteriore complicazione è che fenomeni simili sono osservati intorno a stelle di neutroni e pulsar meno massicce. Pertanto, l’identificazione come buco nero richiede agli astronomi di fare una stima della massa dell’oggetto e delle sue dimensioni. Un buco nero è confermato se nessun altro oggetto o gruppo di oggetti potrebbe essere così massiccio e compatto.