BUCHI NERI

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

Se la massa di una stella supera la massa di Oppenheimer-Volkoff, M_OV ≈ 1.5÷2M_⊙, e se non perde massa durante la sua evoluzione non può più raggiungere un qualsiasi stato finale stabile. La forza di gravità dominerà su tutte le altre forze, e la stella collasserà in un buco nero. Questo oggetto si dice buco nero perché nemmeno la luce può fuggire da esso. Già alla fine del 18° secolo Laplace aveva mostrato che un corpo sufficientemente massiccio avrebbe potuto impedire la fuoriuscita della luce dalla sua superficie. Secondo la meccanica classica, la velocità di fuga da un corpo di raggio R e la massa M è

v_{e} = \sqrt{\frac{2 GM}{R}}

. Questo valore può essere maggiore della velocità della luce, se il raggio è più piccolo del raggio critico

R_{S} = \frac{2 GM}{c^{2}}

.
Lo stesso valore per del raggio critico, detto raggio di Schwarzschild , è ottenuto con Teoria Generale della Relatività. Ad esempio, per il Sole, R_S è di circa 3 km; tuttavia, la massa del Sole è così piccola che non può diventare un buco nero nella sua normale evoluzione stellare. Poiché la massa di un buco nero formato da un collasso stellare deve essere più grande da M_OV il raggio dei piccoli buchi neri formati in questo modo è circa 5-10 km.

Un orizzonte degli eventi è una superficie attraverso cui nessuna informazione può essere inviata, anche in linea di principio. Un buco nero è circondato da un orizzonte degli eventi corrispondente al raggio di Schwarzschild. Nella Teoria della Relatività ogni osservatore ha il suo tempo proprio. Se due osservatori sono tra di loro in quiete e sono nello stesso punto i loro orologi vanno alla stessa velocità. Altrimenti i loro tempi sono diversi, e l'apparente corso degli eventi è diverso. Vicino l'orizzonte degli eventi le diverse definizioni di tempo diventano significative. Un osservatore che cade in un buco nero raggiunge il centro in un tempo finito, secondo il suo proprio orologio, e non si accorge di niente di speciale quando passa attraverso l'orizzonte degli eventi. Tuttavia, ad un lontano osservatore non sembra mai raggiungere l'orizzonte degli eventi; la sua velocità di caduta sembra diminuire verso lo zero come lui avvicina all'orizzonte. Il rallentamento del tempo appare anche come una diminuzione nella frequenza di segnali luminosi. La formula per il redshift gravitazionale può essere scritta in termini di Raggio di Schwarzschild :

$v_{\infty} = ν \cdot \sqrt{1 - \frac{2 GM}{r c^{2}}} = ν \cdot \sqrt{1 - \frac{R_{S}}{r}}$

Qui, ν è la frequenza della radiazione emessa a distanza r dal buco nero e ν_∞ la frequenza osservata da un osservatore infinitamente lontano.Si può vedere che la frequenza all'infinito si avvicina a zero per una radiazione emessa vicino all'orizzonte degli eventi.

Poiché la forza gravitazionale è diretta verso la centro del buco nero e dipende dalla distanza, differenti parti di un corpo che cade avvertono una forza gravitazionale che è di diversa grandezza e direzione. Le forze di marea possono diventare estremamente grandi in prossimità di un buco nero in modo che qualsiasi materiale che cade nel buco verrà fatto a pezzi. Tutti gli atomi e le particelle elementari vengono distrutte nei pressi del punto centrale, e lo stato finale della materia non è prevedibile con le attuali conoscenze di Fisica. Le proprietà osservabili di un buco nero non dipendono da come è stato fatto. Tutte le informazioni sulla sua composizione scompaiono quando una stella collassa in un buco nero: qualsiasi campo magnetico, per esempio, scompare anche dietro l'orizzonte degli eventi. Un buco nero può avere soltanto tre osservabili proprietà: la massa, il momento angolare e la carica elettrica. E improbabile che un buco nero abbia una significativa carica netta . La rotazione, d'altra parte, è tipica delle stelle, e anche i buchi neri dovrebbero ruotare. Se il momento angolare si conservato, le stelle ridotte a buchi neri devono ruotare molto velocemente.
Nel 1963 Roy Kerr riuscì a trovare una soluzione delle equazioni di campo per un buco nero rotante. In aggiunta a l'orizzonte degli eventi un buco di rotazione ha un'altra superficie limite, il limite statico ellissoidale .
Oggetti all'interno del limite statico non possono essere tenuti fermi da qualsiasi forza, ma devono orbitare attorno al buco nero. Tuttavia, è possibile sfuggire dalla regione tra il limite statico e l'orizzonte degli eventi, che è chiamata ergosfera.

Infatti è possibile utilizzare l'energia di rotazione di un buco nero facendo cadere un oggetto nella ergosfera in modo tale che una parte dell'oggetto cade nel buco nero e un'altra parte è buttata fuori. La parte in uscita può avere un'energia cinetica più elevata dell'oggetto originale. Attualmente l'unico modo noto in cui un buco nero potrebbe essere osservato direttamente è mediante radiazione emessa da un gas che cade in esso. Ad esempio, se un buco nero è parte di un sistema binario, il flusso di gas dalla compagna formerà un disco attorno al buco. La materia nel bordo interno del disco cadrà nel buco nero. Il gas accrescimento perderà una parte considerevole della sua energia (fino al 40% della massa a riposo) come radiazione, che dovrebbe eere osservabile nella regione dei raggi X. Sono stati scoperte alcune sorgenti di raggi X rapidamente variabili e irregolari. La prima forte evidenza di un buco nero in un sistema binario a raggi X è stato Cygnus X-1. La sua luminosità varia sulla scala temporale di 0.001 s, che significa che la regione di emissione deve essere di dimensione solo 0.001 secondi luce o poche centinaia di chilometri . Solo le stelle di neutroni o i buchi neri sono abbastanza piccoli e densi da dare origine a tale processi ad alta energia. Cygnus X-1 è il più piccolo componente del sistema doppio HDE226868. La più grande componente è una supergigante otticamente visibile e con una massa 20-25 M_⊙. La massa della componente invisibile è stata calcolata essere 10-15M_⊙. Se questo è corretto, la massa della componente secondaria è molto più grande rispetto al limite superiore per una stella di neutroni, e quindi deve essere un buco nero.

Oggi sono noti 20 di tali sistemi, in cui la componente compatta ha una massa più grande di 3M_⊙, e quindi è probabilmente un buco nero. Quasi tutti loro sono stati scoperti come nove a raggi X . Molte storie spaventose circa buchi neri sono stati inventate. Va quindi sottolineato che obbediscono le stesse leggi dinamiche delle altre stelle - non sono agguato nel buio dello spazio per attaccare passanti innocenti . Se il Sole diventasse un buco nero, i pianeti continuerebbero nelle loro orbite, come se nulla fosse è accaduto. Ma finora abbiamo parlato solo buchi neri con masse nell'intervallo masse stellari. C'è tuttavia nessun limite superiore alla massa di un buco nero. Molti fenomeni attivi nei nuclei delle galassie possono essere spiegate con buchi neri supermassicci, con masse di milioni o miliardi di masse solari.