Buco nero

Storia

Nel 1783, un ecclesiastico inglese di nome John Michell scrisse che poteva essere possibile che qualcosa fosse così pesante da dover andare alla velocità della luce per allontanarsi dalla sua gravità. La gravità diventa più forte quando qualcosa diventa più grande o più massiccio. Per una cosa piccola, come un razzo, per sfuggire a una cosa più grande, come la Terra, deve sfuggire alla forza di gravità o cadrà all'indietro. La velocità che deve viaggiare verso l'alto per allontanarsi dalla gravità terrestre è chiamata velocità di fuga. I pianeti più grandi (come Giove) e le stelle hanno più massa e hanno una gravità più forte della Terra. Pertanto, la velocità di fuga è molto più veloce. John Michell pensava che fosse possibile che qualcosa fosse così grande che la velocità di fuga fosse più veloce della velocità della luce, quindi anche la luce non poteva fuggire. Nel 1796, Pierre-Simon Laplace promosse la stessa idea nella prima e nella seconda edizione del suo libro Exposition du système du Monde (fu rimosso dalle edizioni successive).

Alcuni scienziati pensavano che Michell potesse avere ragione, ma altri pensavano che la luce non avesse massa e non fosse trascinata dalla gravità. La sua teoria fu dimenticata.

Nel 1916 Albert Einstein scrisse una spiegazione della gravità chiamata relatività generale.

• La massa fa sì che lo spazio (e lo spaziotempo) si pieghi, o si curvi. Muovendo le cose "cadono" o seguono le curve nello spazio. Questo è ciò che chiamiamo gravità.
• La luce viaggia sempre alla stessa velocità ed è influenzata dalla gravità. Se sembra cambiare velocità, in realtà sta viaggiando lungo una curva nello spazio-tempo.

Qualche mese dopo, durante il servizio nella prima guerra mondiale, il fisico tedesco Karl Schwarzschild utilizzò le equazioni di Einstein per dimostrare che un buco nero poteva esistere. Nel 1930, Subrahmanyan Chandrasekhar predisse che le stelle più pesanti del sole avrebbero potuto collassare quando avessero esaurito l'idrogeno o altri combustibili nucleari da bruciare. Nel 1939, Robert Oppenheimer e H. Snyder calcolarono che una stella avrebbe dovuto essere almeno tre volte più massiccia del Sole per formare un buco nero. Nel 1967, John Wheeler inventò per la prima volta il nome "buco nero". Prima di allora, erano chiamate "stelle nere".

Nel 1970, Stephen Hawking e Roger Penrose hanno dimostrato che i buchi neri devono esistere. Anche se i buchi neri sono invisibili (non possono essere visti), parte della materia che vi cade dentro è molto luminosa.

Formazione di buchi neri

Crollo gravitazionale

Il collasso gravitazionale di enormi stelle (ad alta massa) causa buchi neri di "massa stellare". La formazione stellare nel primo universo può aver dato origine a stelle molto massicce, che al collasso produrrebbero buchi neri fino a ¹⁰³ masse solari. Questi buchi neri possono essere i semi dei buchi neri supermassicci che si trovano nei centri della maggior parte delle galassie.

La maggior parte dell'energia rilasciata nel collasso gravitazionale viene emessa molto rapidamente. Un osservatore lontano vede il materiale in caduta rallentare e fermarsi appena sopra l'orizzonte degli eventi, a causa della dilatazione del tempo gravitazionale. La luce emessa poco prima dell'orizzonte degli eventi è ritardata di un tempo infinito. Così l'osservatore non vede mai la formazione dell'orizzonte degli eventi. Al contrario, il materiale che collassa sembra diventare più debole e sempre più rosso, finendo per svanire.

Buchi neri supermassicci

Sono stati trovati buchi neri anche al centro di quasi tutte le galassie dell'universo conosciuto. Questi sono chiamati buchi neri supermassicci (SBH), e sono i buchi neri più grandi di tutti. Si sono formati quando l'Universo era molto giovane, e hanno anche contribuito a formare tutte le galassie.

Si ritiene che i quasar siano alimentati dalla forza di gravità che raccoglie materiale in SBH nei centri di galassie lontane. La luce non può sfuggire agli SBH al centro dei quasar, quindi l'energia in fuga è resa al di fuori dell'orizzonte degli eventi da sollecitazioni gravitazionali e da un immenso attrito sul materiale in arrivo.

Enormi masse centrali (da ¹⁰⁶ a ¹⁰⁹ masse solari) sono state misurate in quasar. Diverse decine di grandi galassie vicine, senza alcun segno di un nucleo quasar, contengono un buco nero centrale simile nei loro nuclei. Pertanto, si pensa che tutte le grandi galassie ne abbiano uno, ma solo una piccola frazione è attiva (con un sufficiente accrescimento della radiazione di potenza) e quindi è vista come quasar.

Effetto sulla luce

Al centro di un buco nero, c'è un centro gravitazionale chiamato singolarità. È impossibile vederci dentro perché la gravità impedisce la fuoriuscita della luce. Intorno alla minuscola singolarità, c'è una grande area in cui la luce che normalmente passa viene risucchiata. Il bordo di questa zona è chiamato orizzonte degli eventi. L'area oltre l'orizzonte degli eventi è il buco nero. La gravità del buco nero si indebolisce a distanza. L'orizzonte degli eventi è il luogo più lontano dal centro dove la gravità è ancora abbastanza forte da intrappolare la luce.

Fuori dall'orizzonte dell'evento, la luce e la materia saranno ancora tirate verso il buco nero. Se un buco nero è circondato da materia, la materia formerà un "disco di accrescimento" (accrescimento significa "raccolta") intorno al buco nero. Un disco di accrescimento assomiglia agli anelli di Saturno. Quando viene risucchiato, la materia diventa molto calda e spara radiazioni a raggi X nello spazio. Pensate a questo come all'acqua che gira intorno al buco prima di caderci dentro.

La maggior parte dei buchi neri sono troppo lontani per poter vedere il disco di accrescimento e il getto. L'unico modo per conoscere un buco nero è vedere come si comportano le stelle, il gas e la luce intorno ad esso. Con un buco nero nelle vicinanze, anche oggetti grandi come una stella si muovono in modo diverso, di solito più velocemente di quanto farebbero se il buco nero non ci fosse.

Poiché non possiamo vedere i buchi neri, essi devono essere rilevati con altri mezzi. Quando un buco nero passa tra noi e una fonte di luce, la luce si piega intorno al buco nero creando un'immagine speculare. Questo effetto è chiamato lente gravitazionale.

Immagine dell'artista: un buco nero che stacca lo strato esterno di una stella vicina. È circondato da un disco di energia che produce un getto di radiazioni.


La croce di Einstein: quattro immagini da un quasar

Radiazioni Hawking

La radiazione di Hawking è la radiazione del corpo nero che viene emessa dal buco nero, a causa degli effetti quantistici vicino all'orizzonte degli eventi. Prende il nome dal fisico Stephen Hawking, che ha fornito un argomento teorico per la sua esistenza nel 1974.

La radiazione di Hawking riduce la massa e l'energia del buco nero ed è quindi nota anche come evaporazione del buco nero. Ciò avviene a causa delle coppie virtuali particella-antiparticella. A causa delle fluttuazioni quantistiche, questo è quando una delle particelle cade dentro e l'altra se la cava con l'energia/massa. A causa di questo, i buchi neri che perdono più massa di quanta ne guadagnino con altri mezzi, si prevede che si restringano e alla fine svaniscano. Si prevede che i microbuchi neri (MBH) siano emettitori netti di radiazioni più grandi dei buchi neri più grandi e che si restringano e si dissipino più velocemente.