MESSAGGI DALLO SPAZIO - I "Buchi Neri"

 

 

Notizie tratte da: INAF -Astronomical Observatory of Padova

 

Il nome "Black Hole", Buco Nero, deriva dal fatto che nemmeno la luce può sfuggire alla sua forza di gravità. Quindi un buco nero non può essere osservato in modo diretto nemmeno con i più moderni telescopi. La sua presenza può però essere rilevata indirettamente studiando gli effetti provocati dal suo intenso campo gravitazionale sulla materia circostante

 

 

Come Invecchiano le Stelle?

 

Durante la fase principale della sua vita, come abbiamo visto, la stella si sostenta ed emette energia attraverso la fusione nucleare nella sua regione centrale. Molti atomi di idrogeno vengono fusi a quattro a quattro, producendo nuclei di elio ed energia.
L'energia prodotta nel nucleo viene impiegata per sostenere il peso degli strati di gas che circondano il nucleo stesso ed emessa all'esterno sotto forma di radiazione. Si realizzano cioè due tipi di equilibrio nella stella: un equilibrio idrostatico e un bilancio termico.

 

L'equilibrio idrostatico è quello che si stabilisce tra la forza di gravità (che tenderebbe a far "collassare" la stella su se stessa) e la forza di pressione del gas all'interno (che invece tende a spingere in fuori gli strati superiori del gas).

Il bilancio termico, invece, consiste nella perfetta uguaglianza tra l'energia persa ogni secondo dalla stella (cioè quella emessa sotto forma di luce) e quella prodotta ogni secondo attraverso le reazioni di fusione nucleare.

 

Se la stella non producesse abbastanza energia o non avesse una pressione al centro sufficiente a sostenere il suo peso, essa "collasserebbe" su se stessa sotto la spinta della propria forza gravitazionale. Se invece producesse troppa energia, la stella dovrebbe espandersi per poterla smaltire, o addirittura esploderebbe!
L'astro trascorre in questo stato di equilibrio la maggioranza della propria vita, anche se talvolta alcune stelle attraversano delle fasi di instabilità: in questo caso esse diventano stelle variabili.

La stella non è eterna: dopo un periodo più o meno lungo,essa esaurisce l'idrogeno nel suo nucleo. Può trattarsi di qualche decina di milioni o di decine di miliardi di anni, a seconda della massa dell'astro.

Questo momento segna l'inizio della sua "vecchiaia" e la fine di una vita relativamente tranquilla. L'equilibrio che aveva sostenuto finora la stella viene a mancare ed essa deve subire una serie di violenti cambiamenti. Le fasi successive saranno molto più brevi di quella appena trascorsa.

 

 

La stella è ora ricca di elio e povera di idrogeno. Le reazioni di fusione nucleare rallentano per mancanza di combustibile e la stella non regge più il proprio peso. Il suo nucleo comincia allora a contrarsi e in questo modo la sua temperatura aumenta.

 

Anche la regione che circonda il nucleo si riscalda e le reazioni nucleari che si sono spente nel nucleo si riaccendono qui. Per disperdere il calore prodotto dalle nuove reazioni, gli strati esterni si gonfiano enormemente e si raffreddano: la stella diventa una gigante rossa.

 

 

Il raggio della stella aumenta fino a 1000 volte quello iniziale. La superficie che emette radiazione diventa grandissima, quindi la stella risulta fino a centomila volte più brillante di prima. La temperatura superficiale della stella scende a 3 - 4.000 gradi: a questa temperatura, essa emette luce rossa.

Le stelle che attraversano questa fase sono tra le più brillanti del firmamento.

 

La gigante rossa Betelgeuse, nella costellazione di Orione.

Questa stella è grande più di 500 volte il Sole. Se si trovasse

al suo posto, occuperebbe tutto lo spazio fino all'orbita

di Marte e oltre. (Cortesia STScI)

 

 

Durante la fase di gigante rossa e nelle successive, le relazioni tra massa, raggio, luminosità e temperatura non valgono più. Infatti l'equilibrio della stella è cambiato. Una gigante rossa è molto più luminosa di una stella di uguale massa che brucia idrogeno nel suo centro.

Qui sotto puoi vedere quanto sono grandi le giganti rosse: possiamo dire che il nome "giganti" è proprio meritato!

 

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Le dimensioni di Aldebaran (una stella gigante rossa nella costellazione del Toro) rispetto al Sole e all'orbita di Mercurio.

Le dimensioni della gigante rossa Antares (nella costellazione dello Scorpione) in confronto a quelle del Sistema Solare interno (fino a Marte).

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Come abbiamo detto, il nucleo della stella continua a contrarsi, riscaldandosi fino ad una temperatura di 100 milioni di gradi. A questo punto la velocità degli atomi di elio, presenti in abbondanza, è cresciuta con l'aumento della temperatura. Essi incominciano ad urtarsi con grande violenza, sufficiente per farli fondere a tre a tre per formare nuclei di carbonio.
La stella ha trovato un altra sorgente di energia per sostentarsi e quindi riprende il suo stato di equilibrio. Lentamente la sua superficie si riscalda e si contrae; la stella diventa molto meno luminosa e non emette più la maggior parte della radiazione nel rosso.

 

 

La successiva evoluzione non è la stessa per ogni stella. Questa volta, ogni stella subisce un'evoluzione diversa a seconda della sua massa. A grandi linee possiamo distinguere tra stelle piccole (cioè con masse che vanno da un decimo a circa il doppio di quella del Sole) e stelle grandi (con masse da 2 a 100 volte quella del Sole).

 

Come va a finire?

 

Avevamo lasciato la nostra stella a bruciare elio per sostentarsi. Quando anche l'elio si esaurisce, il gas nel centro della stella ha raggiunto una densità elevatissima. Nel gas troppo denso non possono avvenire reazioni di fusione nucleare. La stella quindi non può utilizzare il carbonio che aveva prodotto, per creare nuova energia.

A partire da questo momento termina l'evoluzione attiva della stella, cioè la produzione di energia mediante la fusione nucleare.

 

Le nebulose planetarie

Non potendo produrre l'energia che le è necessaria, la stella diventa instabile: il suo nucleo si contrae, l'esterno invece si espande e si raffredda. Gli strati più esterni cominciano a pulsare, finché vengono espulsi, lasciando allo scoperto il nucleo caldissimo e denso della stella.
L'insieme della stella e dei suoi strati esterni prende il nome di nebulosa planetaria. Infatti il gas, dopo essere stato espulso dalla stella ad altissime velocità, forma attorno ad essa una nube, mentre al centro resta una stellina piccola e compatta, delle dimensioni di un pianeta: una nana bianca. La nube si espande e si raffredda per decine di migliaia di anni, diventando sempre più grande e rarefatta, come una gigantesca bolla.

 

In questa bella immagine puoi vedere la nebulosa planetaria detta M57, nella costellazione della Lira. Il termine nebulosa indica in genere una nube di gas che si trova intorno ad una o più stelle, oppure dalla quale si formano stelle. Ce ne sono di vari tipi; le nebulose planetarie sono soltanto uno di questi. (SEDS)

 

Le dimensioni della nebulosa della Lira (qui ne puoi vedere solo un quarto) rispetto al Sistema Solare. Le nebulose planetarie hanno di solito dimensioni complessive inferiori ad un anno luce, comunque 100-1500 volte maggiori delle dimensioni del Sistema Solare.

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Attraverso questo meccanismo, la stella restituisce allo spazio una parte del gas che la compone. La composizione chimica di questo gas però è cambiata, infatti la stella ha trasformato gran parte dell'idrogeno in elio e carbonio.

 


La nebulosa planetaria Helix. (ESO)

 

Le nane bianche

Una volta espulsi gli strati esterni, il nucleo della stella si contrae fino a quando la pressione interna del suo gas non ha bilanciato esattamente la forza di gravità. Ciò che rimane è una stella molto strana, composta solo di elio e carbonio: una nana bianca.

Il nome è dovuto alle sue caratteristiche; pur avendo una massa circa uguale a quella del Sole, le sue dimensioni sono pari a quelle della Terra. La contrazione l'ha resa infatti molto piccola e anche molto calda: la sua temperatura può arrivare a 100mila gradi e per questo motivo emette luce bianca.

 

Le dimensioni della nana bianca Sirio B rispetto al Sole e alla Terra.

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Le nane bianche ruotano su se stesse molto rapidamente. La materia di cui sono composte è estremamente densa: un volume di gas pari a quello di un furgone è compresso fino al volume di un fagiolo! Pur essendo molto calde, queste stelle hanno una piccola superficie e quindi sono poco brillanti, migliaia di volte meno del Sole.

Le nane bianche rappresentano l'ultima fase della vita delle stelle di piccola massa. Le reazioni nucleari non possono avvenire in una stella così densa, perciò essa non produce più energia mediante fusione nucleare. La stella emette radiazione a spese della propria energia termica, e la nana bianca si raffredda lentamente, diventando sempre meno luminosa.

 

In questo gruppo di 100.000 stelle, il Telescopio Spaziale Hubble ha trovato alcune decine di nane bianche. Ne puoi vedere alcune evidenziate con un cerchietto. Nota quanto sono deboli rispetto alle altre stelle. (HST)

 

Una nana bianca trascorre il resto della sua vita raffreddandosi lentamente ed emettendo una luce sempre più debole. Occorrono anche 100 miliardi di anni perché la stella si raffreddi del tutto.

 

A questo punto ti domanderai: quale sarà il destino del Sole? La nostra è una stella di piccola massa: abbiamo detto infatti che le stelle con masse inferiori a circa due volte la massa del Sole vengono classificate in questo modo.

 

Il Sole dunque, dopo aver esaurito l'idrogeno nel nucleo, diventerà dapprima una gigante rossa, poi una nebulosa planetaria ed infine una nana bianca.
Non preoccuparti però: tutto questo succederà tra cinque miliardi di anni!

 

La stella di neutroni: un magnete spaziale

Questi stranissimi astri sono il risultato dell'evoluzione di stelle di massa pari a qualche volta quella del Sole. Come abbiamo visto, mentre gli strati esterni della stella vengono spazzati via, il nucleo di ferro "collassa" su se stesso in modo violento.
Nelle stelle piccole, la contrazione del nucleo cessa quando la pressione degli elettroni all'interno diventa così forte da controbilanciare la pressione degli strati esterni; ma nella nostra stella la pressione è troppo grande: il collasso prosegue fino a modificare addirittura la struttura degli atomi al suo interno!

 

Rappresentazione schematica di un atomo: in giallo gli elettroni, in rosso i protoni e in blu i neutroni.

In un atomo normale, gli elettroni si trovano molto distanti dal nucleo, e l'atomo è praticamente "vuoto". L'enorme pressione della stella è così grande da spezzare i nuclei in protoni e neutroni. Gli elettroni si trovano così vicini ai protoni da fondersi con essi, formando altri neutroni.
A questo punto la stella è composta solo da neutroni, così vicini che non c'è nemmeno il più piccolo spazio tra uno e l'altro.

 

La densità è pari a 100mila miliardi di volte quella della roccia: un cucchiaino da caffè di questa materia, peserebbe sulla Terra quanto l'intera popolazione umana!
In questo modo, però, la stella riesce a frenare il collasso e ad assestarsi in uno stato di equilibrio: la pressione di questo "mare" di neutroni è in grado di bilanciare il peso della stella.

Una stella di neutroni è piccolissima: pur avendo una massa un po' maggiore di quella del Sole, misura soltanto una trentina di Km di diametro, come un grosso asteroide ...
Per questo motivo, la stella ruota con grandissima velocità, anche 100 volte al secondo. Infatti l'energia del moto di un corpo in rotazione è proporzionale alla velocità di rotazione e al quadrato del raggio del corpo. Questa energia rimane costante durante la rotazione; quindi, se il raggio del corpo diminuisce, la sua velocità di rotazione deve aumentare. È come quando una pattinatrice sul ghiaccio raccoglie le braccia al corpo per girare su se stessa più velocemente.

Le stelle di neutroni sono caldissime (10 milioni di gradi); esse non emettono la stessa radiazione delle stelle normali, perciò non sono visibili con gli stessi strumenti. Per scorgerle occorre un radiotelescopio, cioè uno strumento in grado di rivelare le onde radio.
La prima stella di neutroni è stata infatti scoperta nel 1967, quando gli astronomi si accorsero di una sorgente di impulsi radio, che si ripetevano nel tempo in modo estremamente regolare. La sorgente era localizzata in un punto preciso, come una stella, quindi essi diedero il nome di "pulsating radio star" (stella radio pulsante, poi contratto in "pulsar") alla misteriosa sorgente.

Come mai la stella di neutroni produce impulsi radio?
Queste stelle, oltre a possedere un fortissimo campo gravitazionale, sono dotate anche di un campo magnetico estremamente intenso.

 

Per causa sua, la radiazione prodotta non viene emessa dall'intera stella, ma solo entro due coni molto stretti, che si trovano attorno all'asse del campo magnetico della stella.

 

Spesso l'asse di rotazione e l'asse del campo magnetico non coincidono. Mentre la stella ruota, i poli magnetici appaiono alternativamente alla nostra visuale, insieme ai coni nei quali la radiazione viene emessa. Nell'animazione, la linea rossa rappresenta l'asse magnetico, quella nera l'asse di rotazione.

 

Quando un cono è rivolto verso di noi, la radiazione emessa arriva fino a noi. Il risultato è un impulso radio. Oltre alle onde radio, una stella di neutroni emette anche raggi ultravioletti, X e gamma, mentre emette più debolmente nella banda ottica.

 

La nebulosa del Granchio è ciò che resta dell'esplosione di una supernova, avvenuta 900 anni fa. Essa misura 10 anni luce di diametro. Al centro della nube di gas puoi vedere una pulsar, indicata dalla freccia. (STScI)

 

Una vita violenta

 

Se la nostra stella ha una massa superiore al doppio di quella del Sole, il suo destino sarà ben diverso da quello delle sue colleghe più piccole e si compirà molto prima. Le stelle massicce consumano il loro "combustibile nucleare" molto più rapidamente delle stelle piccole. Al termine della loro evoluzione, essa darà luogo ad uno dei fenomeni più spettacolari che si osservano nel cielo: l'esplosione di una supernova.

Dopo la fase di gigante rossa, la stella comincia a bruciare elio nel nucleo, mentre l'idrogeno continua a bruciare, a più basse temperature, in un guscio circostante.

 

La struttura della stella dopo la fase di gigante rossa.

 

Le supernovae

Ben presto, però, anche l'elio finisce. Per sostenere il suo enorme peso, la stella è costretta ad accendere altre reazioni nucleari, usando combustibili sempre più pesanti. Il carbonio e l'elio vengono trasformati in ossigeno, neon e magnesio; l'ossigeno viene bruciato per formare silicio e zolfo, e così via.
Più pesante è il combustibile, però, più alta è la temperatura necessaria per la sua fusione.

 

Per produrre questa temperatura, il nucleo della stella deve contrarsi ogni volta che inizia una nuova reazione. Contemporaneamente, gli stati esterni si espandono. Il combustibile precedente, esaurito nel centro della stella, continua a bruciare in uno strato circostante. Si produce così nella stella una struttura "a cipolla", come quella che vedi nel disegno qui a fianco. Il nucleo della stella diventa sempre più denso e compatto.

Andando verso il centro si trovano combustibili via via più pesanti e temperature di fusione sempre maggiori.

 

L'ultimo stadio di questa sequenza di bruciamenti nucleari è la trasformazione del silicio in ferro. Per ottenere altra energia, la stella cerca di bruciare anche il suo nucleo di ferro, ma questo avrà per essa delle conseguenze disastrose. Infatti la reazione nucleare che disintegra il ferro, anziché produrre energia, la consuma.
Per la stella è la fine: senza più energia per sostenere il proprio peso, essa collassa su se stessa. Il nucleo si contrae rapidamente fino a diventare una sfera densissima. Gli strati esterni vi cadono sopra, rimbalzano e si riscaldano in pochissimo tempo fino a temperature di oltre un miliardo di gradi. Questo provoca l'innesco di reazioni nucleari molto intense e rapide. Un'enorme quantità di energia si accumula nel gas, lanciandolo nello spazio alla velocità di 30 milioni di chilometri l'ora! L'animazione ti mostrerà quello che succede; il nucleo della stella è il cerchio blu.

 

 

Una stella che esplode in questo modo si chiama supernova. Essa rappresenta una delle più grandi catastrofi dell'universo e, allo stesso tempo, uno degli spettacoli più affascinanti che il cielo possa offrire. Una supernova emette in un solo minuto tanta energia quanta ne emette il Sole in duecento anni. Essa ha uno splendore pari a quello di 100 miliardi di stelle!

Per qualche settimana, la sua luce offusca quella di tutte le altre stelle; poi, pian piano si affievolisce e scompare nel giro di qualche anno. Talvolta la supernova diventa così brillante da essere visibile anche in pieno giorno, come la supernova apparsa nel 1054 agli astronomi cinesi.
Ciò che rimane della stella è il gas che essa ha espulso: il cosiddetto "resto" della supernova. Esso forma una nube a forma di guscio, che si allontana dal luogo dell'esplosione con velocità sempre minore.

Guarda qualche bella fotografia di resti di supernova.

 

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Il residuo della supernova 1987A, esplosa nella Grande Nube di Magellano, una piccola galassia vicina alla nostra. (NASA-STScI)

Un resto di supernova nella costellazione del Cigno. (NASA-STScI)

La nebulosa della Vela, resto di una supernova esplosa 15mila anni fa.

(Royal Obs., Edinburgo)

 

L'esplosione di una supernova è un evento piuttosto raro. Tra le stelle più vicine a noi, non capita più di due volte in un secolo. Infatti le stelle più massicce, quelle che esplodono alla fine della loro vita, sono molte meno di quelle piccole.
Il ruolo delle supernove nell'evoluzione delle stelle è molto importante.
Durante il suo cammino, il resto di supernova spazza via una grande quantità del gas presente tra una stella e l'altra. Questo gas forma delle nubi molto dense, nelle quali si formano spesso gruppi di nuove stelle.
Inoltre, il gas espulso dalla supernova è molto ricco di metalli ed altri elementi pesanti. Come abbiamo visto, infatti, durante il collasso che precede l'esplosione della supernova avvengono reazioni che trasformano il gas della stella in elementi pesanti. Questi elementi non erano presenti originariamente nel cosmo: vengono sintetizzati dalle stelle nel corso delle reazioni nucleari e poi cedute al mezzo interstellare.

 

Nel nostro Sistema Solare, c'è una maggiore ricchezza di elementi pesanti rispetto all'abbondanza media del cosmo: infatti, si può dire che l'universo è composto per lo più di idrogeno ed elio. Gli elementi pesanti di cui sono composti i pianeti e gli esseri viventi che popolano la Terra sono stati prodotti nelle stelle. Dopo essere stati espulsi sotto forma di gas, si sono condensati in nubi, poi nel Sole e nei pianeti. In un certo senso, quindi, possiamo dire di essere "figli delle stelle"...
Infine, la supernova fornisce al gas che la circonda una quantità considerevole di energia.

Che cosa produce una supernova: energia, elementi pesanti, nuove stelle.

 

Le supernovae sono molto utili agli astronomi, grazie ad una loro proprietà: quando si trovano nel momento di massimo splendore hanno tutte la stessa luminosità. Come sappiamo, la luminosità apparente di una sorgente diminuisce con il quadrato della distanza dall'osservatore. Misurando la luminosità apparente di una supernova al massimo splendore, dato che la sua luminosità assoluta è nota, se ne ricava facilmente la distanza.
A che cosa serve conoscere la distanza di una supernova? Lo scoprirai più avanti, quando andremo ancora più lontano, a scoprire le galassie.

Abbiamo visto che cosa succede con l'esplosione della parte esterna della stella, ma che cosa ne è stato nel frattempo del suo nucleo? Ricorderai che prima dell'esplosione il nucleo di ferro si era disgregato ed era collassato su se stesso. Il risultato del collasso è un oggetto molto compatto e di piccole dimensioni, diverso a seconda della massa della stella. Se la massa è pari a 6-7 volte la massa del Sole, allora il nucleo della stella diventerà una stella di neutroni. Se invece è superiore, il nucleo diventerà un buco nero.

Le supernovae sono molto utili agli astronomi, grazie ad una loro proprietà: quando si trovano nel momento di massimo splendore hanno tutte la stessa luminosità. Come sappiamo, la luminosità apparente di una sorgente diminuisce con il quadrato della distanza dall'osservatore. Misurando la luminosità apparente di una supernova al massimo splendore, dato che la sua luminosità assoluta è nota, se ne ricava facilmente la distanza.
A che cosa serve conoscere la distanza di una supernova? Lo scoprirai più avanti, quando andremo ancora più lontano, a scoprire le galassie.

Abbiamo visto che cosa succede con l'esplosione della parte esterna della stella, ma che cosa ne è stato nel frattempo del suo nucleo? Ricorderai che prima dell'esplosione il nucleo di ferro si era disgregato ed era collassato su se stesso. Il risultato del collasso è un oggetto molto compatto e di piccole dimensioni, diverso a seconda della massa della stella. Se la massa è pari a 6-7 volte la massa del Sole, allora il nucleo della stella diventerà una stella di neutroni. Se invece è superiore, il nucleo diventerà un buco nero.

 

Le Novae

Le supernovae non sono le uniche stelle di tipo esplosivo. Ci sono altre stelle che subiscono un improvviso aumento di luminosità e quindi sembrano comparire dal nulla nel cielo. Gli astronomi del passato pensavano che si trattasse di stelle appena nate, e diedero loro il nome di "novae", cioè "stelle nuove".

In realtà, una nova è una stella piuttosto vecchia ... Si tratta di una nana bianca che fa parte di un sistema binario, cioè di una coppia di stelle. La compagna è una stella grande ed espansa, come una gigante rossa. Essa perde una parte del proprio gas, che dapprima si mette ad orbitare intorno alla nana bianca formando un disco, poi ne viene attratto e catturato.

 

Il trasferimento di gas da una stella alla compagna produce il fenomeno dell'esplosione di una nova. (HST)

Man mano che cade sulla superficie della stella, il gas ne accresce la massa finché essa non raggiunge un certo limite. A quel punto, sulla nana bianca si accendono delle reazioni nucleari esplosive: essa lancia nello spazio la parte più esterna del proprio gas, nonché una gran quantità di radiazione ed energia.

 

Durante l'esplosione, la nova emette un'energia pari a quella emessa dal Sole in 100mila anni! Lo splendore della stella aumenta anche di decine di migliaia di volte.
L'esplosione di una nova è tuttavia molto meno violenta di quella di una supernova; inoltre essa non distrugge completamente la stella, ma solo i suoi strati più esterni.
Soltanto una piccolissima frazione della massa totale viene espulsa: dopo pochi anni, la stella torna quella di prima. Se la stella compagna continua a far cadere materia sulla nana bianca, il fenomeno può ripetersi anche più volte.

Anche le novae possiedono tutte la stessa luminosità nel momento del massimo splendore. Grazie a questo fatto, la loro distanza può essere calcolata semplicemente misurando la loro luminosità apparente.

 

La nova Cygni, nella costellazione del Cigno. La stella è esplosa nel febbraio del 1992; ciò che ne resta è l'anello di gas che vedi nella fotografia.

 

Buchi neri, mostri oscuri del cielo

 

Se una stella è molto massiccia, più di 6-7 volte il Sole, quando esplode come supernova dà luogo all'oggetto più strano e affascinante del cosmo: un buco nero. Il nucleo della stella crolla sotto il proprio peso e non riesce a controbilanciarlo nemmeno comprimendosi al massimo. Niente può fermare la caduta della materia verso il centro della stella, finché l'intera massa del nucleo non si concentra in un unico punto! L'oggetto che si forma, il buco nero, è qualcosa di così strano e così estremo che non può essere descritto con le leggi della fisica che valgono sulla Terra.
La gravità di un buco nero, infatti, è così grande da comprimere la materia che lo compone fino ad una densità praticamente infinita. Essa si trova quindi in uno stato fisico a noi sconosciuto.

La forza di attrazione gravitazionale di un buco nero è immensa: qualunque cosa che gli passi troppo vicino viene catturata e vi cade dentro, senza poterne più uscire. Nemmeno un raggio di luce, che è la cosa più veloce che esista in natura, può sfuggire a questo mostro: non potendo emettere radiazione, esso è completamente oscuro e non può essere "visto".
Attenzione però. Spesso si pensa che un buco nero possa inghiottire tutto quello che gli sta intorno: in realtà, l'attrazione gravitazionale che esso esercita su un corpo dipende dalla distanza del corpo stesso: solo se un corpo si avvicina troppo viene catturato da questo gigantesco imbuto spaziale.

 

Il disco di polvere che circonda un enorme buco nero. Misurando la velocità del gas si può sapere quanto è intenso il campo gravitazionale del buco nero e quindi conoscere la sua massa. (HST)

Come per ogni stella o pianeta, anche per il buco nero si può definire la velocità di fuga di un corpo ad una certa distanza R. Si tratta della minima velocità che un oggetto posto alla distanza R deve avere, per poter sfuggire all'attrazione gravitazionale del buco nero. Allo stesso modo, possiamo definire la minima distanza R, alla quale un oggetto dotato di una certa velocità, può ancora sfuggirgli.


Per un raggio di luce, questa distanza identifica una specie di "superficie" del buco nero, anche se in realtà il buco nero non ha dimensioni. La superficie prende il nome di "orizzonte degli eventi": un raggio di luce che passa subito al di fuori di questa regione, viene incurvato molto fortemente dalla forza gravitazionale del buco nero, ma riesce a proseguire il suo cammino. Se invece vi entra, non potrà più uscirne.
La posizione dell'orizzonte degli eventi dipende dalla massa del buco nero: se la sua massa è il doppio di quella del Sole, il raggio di questa regione invisibile è di appena 6 Km.

 

 I buchi neri sono gli unici oggetti celesti che non possono essere studiati direttamente in alcun modo, dato che non emettono radiazione di nessun tipo. Solo le nostre conoscenze di fisica e matematica ci permettono di immaginare come sono fatti. La loro esistenza, infatti, è prevista dalla teoria della Relatività generale di Einstein.

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Un buco nero in un sistema binario risucchia gas dalla stella compagna.

 

Tuttavia, esistono delle evidenze indirette dell'esistenza dei buchi neri. Quando un buco nero fa parte di un sistema binario di stelle, esso strappa il gas più esterno della compagna e lo risucchia. Questo gas si mette in rotazione, formando un disco attorno al buco nero, che ruota anch'esso sul proprio asse; da questo disco, pian piano cade dentro al buco nero. Puoi vederlo nel disegno qui sopra.

 

 Cygnus X-1 (ASI)

Durante la caduta, la materia raggiunge altissime temperature ed emette raggi X: è proprio attraverso questa radiazione che un buco nero può essere rivelato. Al centro della fotografia puoi vedere la sorgente di raggi X detta Cygnus X-1, che si trova nella costellazione del Cigno. Si tratta di una coppia di stelle: una gigante e un buco nero.

 

Un altro fenomeno che permette di scorgere indirettamente un buco nero è l'effetto di "lente gravitazionale" che esso esercita. In condizioni normali, la radiazione percorre una traiettoria rettilinea; quella che passa abbastanza vicino ad un buco nero, invece, viene incurvata a causa del suo intenso campo gravitazionale.
L'effetto ottico di questa curvatura è quello che vedi nel disegno.

 

Se un buco nero si trova tra noi ed un oggetto, produce due o più immagini dello stesso oggetto.

 

A volte le immagini prodotte da una lente gravitazionale sono più di due. In questa fotografia puoi vedere l'immagine multipla di un oggetto lontanissimo dello spazio, detto "quasar". Una lente gravitazionale particolarmente massiccia si trova tra noi e il quasar, producendo quella che viene detta "croce di Einstein". (NASA/STScI)

 

 

Quanto abbiamo imparato sulle stelle?

 

Abbiamo visto moltissime cose sulle stelle e forse è meglio ricapitolare le cose più importanti:

  • il Sole è una stella come le altre, solo più vicina

  • il Sole e le altre stelle producono energia a spese della propria massa, attraverso la fusione nucleare

  • l'energia prodotta da una stella è esattamente uguale a quella emessa dalla stessa (bilancio termico)

  • in una stella la temperatura, la densità e la pressione del gas crescono dall'esterno all'interno; in ogni punto la pressione del gas è uguale al peso degli strati superiori (equilibrio idrostatico)

  • le stelle ci appaiono più o meno luminose e più o meno grandi perché lo sono intrinsecamente e/o per via della loro diversa distanza da noi

  • le proprietà di una stella sono legate tra loro: in generale, al crescere della massa crescono il raggio, la luminosità e la temperatura, anche se ci sono eccezioni

  • tanto maggiore è la massa di una stella, tanto più rapidamente essa consuma la propria massa per trasformarla in energia, e tanto maggiore è la sua luminosità

  • la durata di una stella dipende dalla sua massa (è tanto minore quanto più è la massa)

  • il colore di una stella dipende dalla sua temperatura: per le più calde è bianco-azzurro, per le più fredde rosso

  • le stelle producono al loro interno tutti gli elementi chimici e li cedono al gas interstellare, dal quale si producono nuove stelle

 

Il ciclo stellare

 

1- la formazione

2- stella di sequenza principale

3- gigante rossa

4- nebulosa planetaria

5- nana bianca

6- supernova

7- stella di neutroni

8- buco nero

 

 


 

 

 

PER SAPERNE DI PIù - I Buchi Neri

 

Introduzione: lo spazio - tempo

Il concetto di “buco nero” non è, in fisica, particolarmente misterioso. Di certo, ci sono ancora moltissime cose che non comprendiamo su questi strani

oggetti, ma ce ne sono anche moltissime che comprendiamo, alcune delle quali possono anzi essere spiegate anche in modo piuttosto semplice. L’unico concetto chiave che ci occorre è quello di “spazio-tempo”. Si tratta cioè di capire che lo spazio ed il tempo così come siamo abituati a percepirli - e cioè separati ed indipendenti, visto che nello spazio ci si può muovere a piacimento in ogni direzione, mentre il tempo ha una natura più sfuggente e sembra in un certo senso trascinarci con sé anche a nostro malgrado - sono solo due facce della stessa medaglia al punto che, nelle condizioni estreme che si incontrano in prossimità dei buchi neri, possono addirittura scambiare il loro ruolo reciproco. Cominciamo da lontano.

Galileo Galilei, nella prima metà del ‘600, pose le basi della scienza fisica mostrando che il concetto di “spazio” è relativo all’osservatore. Ad esempio, una persona che passeggi avanti e indietro sul ponte di una nave finirà per tornare sempre a quello che - secondo lui - è il punto di partenza. Per chi osserva dalla terraferma, invece, la stessa persona non farà che allontanarsi progressivamente assieme alla nave. Il concetto di “tempo”. invece, era per Galileo - e per i suoi successori fino ad Einstein - un concetto assoluto. Se l’osservatore a terra e quello in moto avessero sincronizzato i loro pendoli alla partenza della nave e, dopo un po’, qualcuno avesse sparato con un archibugio, entrambi gli osservatori avrebbero contato, all’istante dello sparo, un ugual numero di oscillazioni. Tutto ciò a noi sembra intuitivo, e non abbiamo difficoltà a comprenderlo. Purtroppo, la Natura ha scelto di operare in modo più complicato, e non possiamo fare altro che prenderne atto. Come fece appunto Einstein nel 1905 allorché, pubblicando il suo “Saggio sull’Elettrodinamica dei Corpi in Moto” (che è nient’altro che la Teoria della Relatività Speciale), fu costretto a concludere che anche il tempo è relativo. Come a dire che, se i due osservatori di Galileo avessero eseguito le due misure di tempo in modo estremamente accurato, si sarebbero accorti che i due pendoli non erano più rigorosamente sincronizzati come alla partenza. E non a causa del rollio e beccheggio della nave, ma semplicemente a causa della differenza di velocità tra i due osservatori.

Il fatto sperimentale che condusse Einstein ad una conclusione che, al contrario di quella di Galileo, non ci sembra affatto ovvia, fu l’assoluta costanza della velocità della luce. Cerchiamo di essere più chiari.

Senza bisogno di tanti ragionamenti sappiamo che, se viaggiamo in auto a cento chilometri all’ora, e sulla corsia opposta giunge un’altra auto che viaggia alla stessa velocità, nel momento in cui le due auto si passano accanto la loro velocità relativa è pari alla somma delle due velocità, e cioè duecento chilometri all’ora. Analogamente, sembrerebbe che se due fotoni (o raggi di luce, se preferite, viaggianti ciascuno alla velocità della luce (d’ora in poi semplicemente c) si incontrassero provenendo da due direzioni opposte, la loro velocità relativa dovrebbe essere 2c. E invece non è vero; la loro velocità relativa resta sempre c. Questo apparente controsenso viene spiegato da Einstein nel seguente modo: sappiamo che la velocità è definita come la quantità di spazio percorsa in un certo tempo. Ebbene, se per due osservatori che si muovono l’uno rispetto all’altro gli orologi non procedono con lo stesso ritmo, ecco che è possibile - lavorando di fino con la matematica - che la velocità relativa di due osservatori in moto non sia più semplicemente la somma delle due velocità, ma un qualcosa di un po’ più complicato, che tra l’altro non può mai superare il valore c. La chiave di tutto è dunque proprio nel fatto che, così come già lo spazio per Galileo, anche il tempo - da Einstein in poi - e misurato in modo diverso da osservatori che si muovono in modo diverso l’uno dall’altro.  Da qui il concetto di “spazio-tempo”, inteso come una unità in cui ciascuna delle due componenti influenza l’altra. Da qui anche il ruolo chiave giocato dalla velocità della luce la quale, forzando spazio e tempo ad interagire tra loro, ed a modificarsi a vicenda pur di rimanere costante essa stessa, assume un ruolo chiave di valore universale.

Una volta accettata l’idea che sia lo spazio che il tempo siano “relativi”, nel senso che la loro misurazione fornisce risultati diversi ad osservatori diversi, si può percorrere un passo ulteriore: non sarà per caso possibile misurare sia lo spazio che il tempo con le stesse unità di misura? Per esempio, in metri? La risposta è affermativa.

Il trucco è il seguente: sappiamo che le distanze si misurano in metri, mentre i tempi si misurano in secondi. Le velocità, d’altronde, si misurano in metri/secondo (o in chilometri/ora, ma in ogni caso come un rapporto tra distanze e tempi). Se dunque moltiplichiamo un tempo per una velocità, otteniamo una distanza.

È un po’ il procedimento inverso a quello che eseguiamo quando cerchiamo di capire quanto tempo impiegheremo, su autostrada, ad arrivare da un casello all’altro, supponendo di poter mantenere una certa velocità media. Se dallo svincolo di Roma Nord a Bolzano ci sono 650 chilometri, e se riusciamo a mantenere una media di 100 Km/’ora, saremo a Bolzano sei ore e mezza dopo che siamo entrati in autostrada. Ribaltando il concetto, se un amico ci dice che ha impiegato sei ore e mezza per arrivare a Bolzano, sempre viaggiando a 100 Km/ora, non abbiamo difficoltà a trasformare il tempo di percorrenza in una distanza: il nostro amico ha percorso 650 chilometri.  Solo che, applicando questo concetto alle leggi della natura, non possiamo sottostare ai capricci del ministro dei trasporti, il quale può imporre limiti diversi di velocità, o a quelli delle organizzazioni sindacali degli autotrasportatori, che possono imporre una manifestazione di categoria con incolonnamenti lungo il tratto appenninico, e via discorrendo. Se vogliamo trasformare tempi in distanze con validità assoluta, dobbiamo disporre di una velocità assoluta anch’essa, che non possa essere modificata per decreto legge, per richiesta di sgravi fiscali e via discorrendo.

Per fortuna, questa velocità esiste, come abbiamo appena visto. è proprio la velocità della luce c. Dunque, moltiplicando un intervallo di tempo per c, trasformiamo quel tempo in distanza in modo assoluto. Questa equivalenza tra tempo e distanza mediata attraverso la velocità della luce è il concetto che si trova alla base della Teoria della Relatività Speciale, ed interviene anche in quella Generale che, come vedremo tra poco, è nient’altro che una teoria della gravitazione ben più perfetta di quella di Newton. Ma adesso basta con le premesse, e cominciamo a parlare di buchi neri, anche se prenderemo il discorso un po’ alla larga.

 

I buchi neri secondo Newton e Laplace.

Il buco nero è un fenomeno legato alla gravitazione. Conviene dunque cominciare dalla Legge di Gravitazione Universale di Newton, la quale afferma che, se si hanno due oggetti aventi ciascuno una cena massa, essi si attraggono tra loro con una forza che è tanto maggiore quanto maggiore è il prodotto delle due masse, e tanto minore quanto è la distanza che li separa, elevata al quadrato.  Così, se raddoppiamo la massa di uno dei due oggetti, la forza tra di loro raddoppia. Se invece li allontaniamo tra di loro fino a distanza doppia, la forza diminuisce di quattro volte.

In base a questa legge, è possibile spiegare tutti i moti astronomici osservati fino all’inizio del XX secolo, tutte le misurazioni eseguite su oggetti pesanti alla superficie terrestre, tutto quello che abbia attinenza con la forza di gravità. E fisici, astronomi e i matematici si sono sbizzarriti, nei secoli, ad applicarla ai casi più disparati. Una delle applicazioni più “esoteriche” della teoria newtoniana della gravitazione fu quella, eseguita indipendentemente da Michell e da Laplace verso la fine del ‘700, ad ipotetici oggetti di massa enorme.

Conoscendo la massa di una configurazione di materia che, per semplicità, supporremo di forma sferica, è infatti possibile calcolare quale deve essere la velocità minima -detta velocità di fuga- con cui un qualsiasi altro oggetto debba essere scagliato dalla superficie della sfera, se si vuole che esso non ricada giù, ma continui ad allontanarsi all’infinito. Nel caso della terra, ad esempio, tale velocità è di 11,2 Km/sec.

Ebbene, Laplace calcolò che, se esistesse un oggetto celeste avente la densità dell’acqua, ed il cui raggio fosse paragonabile a quello dell’intero sistema solare, la velocità di fuga dalla superficie ditale oggetto sarebbe stata pari a quella della luce. Dunque, non potendo neppure la luce sfuggirne, tale oggetto sarebbe stato assolutamente oscuro. L’equivalente newtoniano del buco nero, in un certo senso. Ad ogni modo, visto che all’epoca il concetto aveva al più un interesse filosofico, l’idea non ebbe seguito. Rispuntò fuori solo nel 1916, ed in un contesto ben diverso. Bisogna a questo punto aggiungere che, come la maggior pane delle teorie fisiche, anche quella della Gravitazione Universale conteneva già fin dall’inizio i germi della sua stessa distruzione. E, cosa ancora più notevole, lo stesso Newton ne era ben conscio, al contrario di molti fisici di epoche successive. Il problema verteva sulla “azione a distanza”.  “Come è mai possibile” si domandava infatti Newton “che due corpi celesti distanti tra loro si scambino quella qualità che viene definita forza e che, nella normale sperimentazione terrestre, vediamo scambiare solo tra oggetti a contatto? Se io spingo con la mia mano un oggetto, questo è sottoposto ad una forza, ma qual è la mano invisibile che spinge il sole e la terra l’uno verso l’altra?”

Domanda molto intelligente. Alla quale per quasi due secoli gli scienziati riuscirono a fornire solo risposte sciocche. L’unico indizio di una spiegazione intelligente, che anticipava in modo ancora confuso quella di Einstein, fu fornito sempre dallo stesso Newton il quale, verso la fine della sua vita, cominciò a pensare che, forse, il vuoto possedesse, nei confronti della massa, un qualcosa di analogo a quello che è l’indice di rifrazione che il vetro possiede nei confronti della luce. Come la luce cambia percorso passando dall’aria al vetro o all’acqua, anche le masse mutano continuamente la loro traiettoria nel vuoto. In un modo o nell’altro, si eliminava il concetto di forza a distanza, per sostituirlo con una proprietà locale del vuoto in cui si muovono i corpi celesti.

 

Einstein e la curvatura dello spazio tempo.

Torniamo ora all’equivalenza tra spazio e tempo, attraverso la velocità della luce. “Non sarà possibile” si chiese Einstein “inserire in questa equivalenza anche la massa? Avendo già ridotto il tempo a spazio, se riuscissimo a ridurre a spazio anche la massa, dovrebbe poi risultare facile studiare le leggi della natura per mezzo della scienza che studia lo spazio: la geometria”.  Ma era più facile a dirsi che a farsi. Alla fine, Einstein ci riuscì, ma impiegò dieci anni, e dovette studiare molta più geometria di quanto avesse previsto.  Infatti, per poter trattare anche la gravitazione come pura e semplice geometria dello spazio-tempo, risultò che quest’ultima entità non solo doveva essere a quattro dimensioni (tre spaziali ed una temporale, cosa che già ci sembra abominevole quando cerchiamo di visualizzarla con l’intuizione) ma - orrore - addirittura “curva” !

Eppure, con un po’ di pazienza, si può mandare giù anche quest’ultima oscenità.  Cominciamo con un caso familiare di geometria curva. La Groenlandia è più grande o più piccola dell’Australia?

Se guardiamo un planisfero da parete, che di solito viene disegnato secondo la cosiddetta “Proiezione del Mercatore”, la Groenlandia è almeno grande quanto l’Australia, se non di più. Passiamo adesso ad un normale mappamondo sferico; l’Australia ha una superficie che è almeno il triplo di quella della Groenlandia. Come stanno in realtà le cose? Quale sarebbe la conclusione di un topografo che andasse a misurare queste due regioni del mondo con fettuccia metrica e teodolite?

Non abbiamo bisogno di misure per saperlo: la terra è sferica, e quindi sarà il mappamondo a dire la verità. Ed infatti, così è. Ma allora, perché i planisferi vengono disegnati in modo così ingannatore? Ecco che siamo arrivati al concetto di geometria curva: il tavolino su cui stendiamo la mappa è piano: se disegniamo un triangolo su questo tavolino, la somma degli angoli interni sarà sempre 1800, qualunque sia la forma del triangolo. La superficie terrestre, invece, non è piana, ma sferica. Se disegniamo un triangolo su una sfera ... ma un momento: come si disegna un triangolo su una superficie non piana? Come fanno i lati ad essere segmenti di retta? Anzi: addirittura, come diavolo può esistere una retta su una superficie non piana?

Non può esistere. La “retta” come siamo abituati a concepirla esiste solo nella geometria di Euclide, che studiamo a scuola e che è appunto la geometria piana che si disegna a tavolino. La geometria che si può disegnare sulla superficie di una sfera non è euclidea. Come scoprì Einstein con disappunto. In geometria “sferica” è senz’altro possibile disegnare triangoli. ma prima bisogna definire qualcosa di analogo alla retta della geometria euclidea.  L’analogo della retta è una curva (che prende il nome di “geodetica”) che mantiene quella che è la proprietà fondamentale della retta: congiungere due punti secondo il percorso di minore distanza. Giochiamo un po’ con una sfera, e ci renderemo conto immediatamente che le curve che godono di questa proprietà sono gli archi di cerchio massimo. Nel caso di un mappamondo, dunque, i meridiani e l’equatore. Ora abbiamo imparato a tracciare triangoli su un mappamondo. Poniamo uno dei vertici sul polo nord, e tracciamo un segmento che segua un meridiano qualsiasi fino all’equatore. A questo punto, pieghiamo di 90° e seguiamo l’equatore fino ad un altro meridiano a nostra scelta, e quindi pieghiamo nuovamente di 90° su quest’ultimo meridiano fino a raggiungere il punto di partenza sul polo nord. Abbiamo ottenuto un angolo in geometria sferica Quant’è la somma degli angoli interni di questo triangolo? Certamente superiore a l80°, visto che già i due angoli all’equatore sono di 90° ciascuno, e poi c’è da sommare l’angolo tra i due meridiani al polo nord. Per di più, è facile rendersi conto che, al variare del meridiano scelto per tornare al polo, anche la somma degli angoli interni del triangolo varia. Studiando a lungo, scopriremo che sulla superficie di una sfera si possono eseguire operazioni geometriche analoghe a quelle della geometria euclidea, come ad esempio definire un qualcosa di analogo al teorema di Pitagora, ma che per esprimere matematicamente anche le più semplici di queste operazioni geometriche bisogna ricorrere ad espressioni complicatissime da scrivere e da calcolare.

Per fortuna di Einstein, già nell’800 Gauss, Riemann ed altri matematici avevano sviluppato l’algebra necessaria a trattare geometrie non euclidee qualsiasi e, per sua ancor maggiore fortuna, il suo amico Poincarè era uno specialista in queste geometrie, e fornì ad Einstein un aiuto insostituibile, al punto che sarebbe forse corretto dire che la Teoria della Relatività Generale è,almeno per un 30%, da attribuirsi a Poincarè. Una cosa che sembra dimenticata da tutti.  Con tenacia - ed avvalendosi dell’aiuto di Poincarè - Einstein, nel corso di un decennio, sviluppò dunque la sua nuova teoria della gravitazione, che è appunto la Teoria della Relatività Generale. In essa, il problema della “forza a distanza” viene risolto in maniera così elegante che, malgrado l’astrusità dello schema matematico (pochissimo familiare per i fisici dell’inizio del ‘900), fu chiaro a tutti che le cose non potevano andare diversamente, ed il consenso fu subito molto ampio, prima ancora che, nel 1919, Eddington dimostrasse che uno degli effetti previsti dalla nuova teoria - ma non ancora osservato - si verificava puntualmente. Ridotto all’essenziale, il contenuto della Relatività Generale può essere espresso come segue: a distanza infinita da qualsiasi massa, la geometria dello spazio-tempo è piana. Dunque, le “geodediche” sono linee rette e, se un oggetto si trova a percorrere queste regioni, esso procederà all’infinito a velocità costante, e lungo una linea retta. Detto in altri termini, questo oggetto non percepirà alcuna “forza”.  Se però immergiamo una “massa” nello spazio-tempo, questa massa perturberà la geometria locale, curvando lo spazio-tempo, che non sarà più “piano”. In particolare, la presenza di una massa renderà la geometria dello spazio-tempo somigliante a quella “sferica” che, nel caso bidimensionale, abbiamo già incontrato quando abbiamo imparato a disegnare un triangolo sul mappamondo. In due dimensioni si possono disegnare modellini della curvatura spazio-temporale, e della “forza” equivalente, Il problema è che, trattandosi dello spazio-tempo, non abbiamo più a che fare con due dimensioni, come nel caso di una carta geografica, ma con quattro, di cui tre sono le normali dimensioni geometriche, e la quarta è il tempo (moltiplicato per c). Come si fa a visualizzare con l’intuizione una cosa del genere, quando abbiamo già dovuto faticare un po' con sole due dimensioni? E cosa significa che anche il tempo si curva? Nel corso degli anni, alcuni dei più noti relativisti, tra cui Penrose e Wheeler, sono riusciti ad escogitare dei modellini semplici, basati su piani di gomma sui quali si appoggiano sfere di piombo, ascensori in caduta libera attraverso il centro della terra e così via, che aiutano molto a capire i concetti di base, anche se all’atto pratico nessun modello intuitivo riesce a descrivere la pienezza della teoria. Sta di fatto che, in uno spazio-tempo curvo, le geodetiche non sono più linee rette, e qualsiasi oggetto in moto, anche se non riceve nessuna spinta, seguirà le linee curve della geometria locale. Il campo gravitazionale, dunque, non è costituito da “forze a distanza”; esso consiste semplicemente in una curvatura dei “binari” (sia spaziali che temporali) lungo i quali si muovono i corpi. Ecco che anche la massa, oltre al tempo, è stata ricondotta a pura e semplice geometria, anche se in un modo molto più complesso di quello che Einstein stesso avrebbe pensato quando iniziò a studiare la gravitazione.

 

Un patriota prussiano in trincea

Appena un mese dopo la pubblicazione della Teoria della Relatività Generale, un soldato prussiano partito volontario per il fronte, macinando equazioni a lume di candela tra un assalto e l’altro, riuscì a trovare una soluzione esatta per le equazioni di Einstein nel caso di una massa a simmetria sferica. Scrisse immediatamente ad Einstein, il quale fu favorevolmente impressionato dalle capacità del giovanotto, e dalla interpretazione fisica della soluzione.  Purtroppo, Karl Schwarzschild, il patriota matematico, mori pochi mesi dopo a causa di un’infezione contratta in trincea. Non ebbe quindi la soddisfazione di veder riconosciuta ufficialmente la “superficie di Schwarzschild”, che è la denominazione ufficiale di quel che spesso definiamo come “superficie di non ritorno” o, più impropriamente, “buco nero”.

La superficie di Schwarzschild è imparentata strettamente con gli oggetti oscuri di Laplace. È anch’essa la superficie alla quale la velocità di fuga è pari a c, e dalla quale nessun oggetto o segnale fisico può più sfuggire. Anche numericamente, il raggio della superficie di Schwarzschild si calcola come il raggio dell’oggetto oscuro di Laplace, ma le somiglianze finiscono qui. Il buco nero, è infatti qualcosa di veramente orribile. Mentre l’astro di Laplace poteva - in teoria - essere composto di materia ordinaria, anche se in quantità immensa, nulla può resistere all’interno del buco nero. Tutto ciò che vi entra è disintegrato e svanisce nel nulla, lasciando dietro di sé solo il suo fantasma: il campo gravitazionale. Cerchiamo di comprendere meglio la natura di questo mostro cosmico. Ci guiderà la geometria dello spazio-tempo.  Se la Terra ruota stabilmente attorno al Sole, è perché essa segue - inerzialmente, ovverosia senza essere soggetta a forze - la geodetica locale, così come quest’ultima è determinata dalla presenza della massa del Sole. Questo è quanto afferma la Relatività Generale. Immaginiamo ora il seguente esperimento: poniamoci ad una distanza dal sole pari a quella dell’orbita terrestre, e “depositiamo”, per così dire, un oggetto qualsiasi nello spazio, senza imprimergli alcuna velocità. Cosa farà questo oggetto?  In termini della vecchia teoria newtoniana della gravitazione, diremmo che l’oggetto, sotto l’azione della forza di gravità che il Sole esercita su di esso, comincia a cadere verso il sole accelerando continuamente. E non c’è dubbio che, finché consideriamo separatamente lo spazio ed il tempo, le cose vadano appunto in questo modo.

La Relatività Generale, però, afferma che non esistono forze a distanza. Se questo è vero (ed è vero!), come mal il corpo lasciato a sé stesso comincia a muoversi, ed accelera cadendo verso il Sole? Non dovrebbe forse limitarsi a seguire la geodetica locale? Risposta: è proprio quello che il corpo fa, solo che la geodetica locale non sta ferma, ma cade continuamente verso il Sole.  Se troviamo difficile questo concetto, è perché ci ostiniamo a considerare separatamente spazio e tempo. Se invece ci decidiamo ad accettare che anche il tempo può incurvarsi, ci rendiamo conto che, “posizione” e “movimento” sono solo due modi diversi (per noi) di manifestarsi dello stesso fenomeno. Qualsiasi massa non fa altro che continuare a “succhiare” in eterno lo spazio-tempo verso di sé, ed è proprio questo risucchio che noi indichiamo come “forza di gravità”.  Ed ecco che siamo arrivati al concetto di superficie di Schwarzschild. Se un oggetto è talmente massiccio e concentrato da succhiare nella sua direzione lo spazio-tempo con una velocità che, ad una certa distanza dall’oggetto stesso, raggiunge il valore c, ecco che nulla potrà più sfuggire alla sua gravitazione, neppure la luce, una volta che quel limite sia stato superato.  Corollario di quanto sopra: una volta che un qualsiasi frammento di materia abbia attraversato la superficie di non ritorno, il trascinamento dello spazio-tempo non potrà fare altro che far sprofondare quell’oggetto fino al centro del buco nero, laddove la velocità di trascinamento è infinita, ed il malcapitato frammento si annullerà in un punto geometrico di dimensione zero.  Alla domanda: “cosa c’è dentro i buchi neri?” la risposta è dunque: nulla! Solo spazio-tempo a curvatura sempre crescente, e gravità che sale fino all’infinito.  Non certo materia, a meno ché la superficie di Schwarzschild non ne abbia appena ingoiato un pezzo, e questo stia freneticamente attraversando la poca distanza che lo separa dall’annullamento totale!

Nulla da eccepire che, una volta ammessa l’esistenza di un buco nero, le cose, al suo interno, vadano a questo modo; è però possibile - in primo luogo - che un buco nero esista veramente? Non sarà soltanto un gioco matematico molto complicato, che l’universo reale si rifiuta di giocare, lasciando ai matematici la responsabilità di cimentarvisi?

A quest’ultima domanda, si possono dare almeno un paio di risposte: una di principio, ed una pratica. Quella di principio è basata sul cosiddetto “principio totalitario della fisica” il quale afferma: tutto ciò che non è vietato è obbligatorio. Che vuol dire: se il verificarsi di un qualche fenomeno fisico non è esplicitamente vietato dalle leggi di natura, esiste certamente qualche tempo e/o luogo dove quel fenomeno si verifica. Non è una cosa scritta sui libri di fisica, ma non credo che esistano al mondo due fisici che non ci credono ciecamente. L’altra risposta è molto più banale: l’Universo è pieno di buchi neri, semplicemente perché li “vediamo” (in senso lato, s’intende) e perché le stesse leggi di natura che governano la struttura delle stelle, e che ormai sappiamo maneggiare in maniera soddisfacente, impongono che, in alcuni casi, la morte di una stella sia accompagnata dalla nascita di un buco nero.  Seguiamo proprio la strada dell’evoluzione stellare per spiegare come hanno origine alcuni tipi di buchi neri.

 

Vita, morte e dannazione di una stella

Abbiamo visto nel numero precedente che parlare in termini di “forza di gravità” e di “geometria dello spazio-tempo curvo” è, in linea di principio, equivalente.  A volte una delle due descrizioni è più comoda ed intuitiva; per esempio, parlando di stelle normali - come il Sole - le cose si capiscono più in fretta parlando di gravità, ed è quello che faremo in questo paragrafo, pur mantenendo sempre il contatto con la geometria. Solo verso la fine, la geometria riprenderà a fare la parte del leone.

Le stelle, dunque, nascono da nubi diffuse di gas e polveri, che cominciano a cadere verso il loro baricentro sotto l’azione della gravità. in queste prime fasi nebulari, in cui la massa totale coinvolta non è inferiore a circa un decimo di quella solare, e non superiore a cinquanta o cento volte quella del Sole, mentre la densità è molto bassa (poche decine di atomi per centimetro cubo) la gravità è ancora debole, ed anche la curvatura dello spazio-tempo è appena accennata.

Col passare del tempo, la materia si addensa in una sfera che si scalda, finché al centro di questo agglomerato la temperatura raggiunge all’incirca dieci milioni di gradi, che servono per avviare le reazioni nucleari di fusione dell’idrogeno. È nata una stella. La curvatura dello spazio-tempo è più accentuata poiché la densità sta crescendo, ma anche nelle zone centrali della stella, tale curvatura è ancora molto modesta, rispetto a quella necessaria a generare un buco nero.

Tanto per fare un esempio, è noto che il raggio di Schwarzschild del Sole è di circa tre chilometri. Questo significa forse che al centro del sole, in una sfera di tre chilometri di raggio, esiste un buco nero? Niente affatto! C’è un po’ di curvatura spazio-temporale, ma il buco nero si formerebbe solo se TUTTA la massa del sole fosse condensata all’interno di quei famosi tre chilometri.  Allora sì che la curvatura dello spazio-tempo sarebbe abbastanza potente. Ma seguitiamo con la vita della stella.

Durante il periodo in cui l’idrogeno si trasforma in elio, la contrazione della stella sotto l’azione della sua gravità si arresta, poiché le forze di pressione agenti all’interno dell’astro riescono a bilanciare il peso degli strati esterni. Quando però l’idrogeno centrale è del tutto esaurito, la stella ricomincia a contrarre.

Scorriamo brevemente le fasi successive della vita di una stella di massa molto grande, da dieci volte quella solare in su. Sono infatti queste le stelle che, morendo, esplodono come “supernovae” lasciando come residuo - in alcuni casi - un buco nero.

L’elio, che è la cenere lasciata dal bruciamento dell’idrogeno, si infiamma a sua volta quando la temperatura supera i cento milioni di gradi, lasciando come ulteriore cenere carbonio ed ossigeno. A sette -ottocento milioni di gradi, prende fuoco anche il carbonio trasformandosi in neon e magnesio; la stella è in condizioni critiche, la sua densità centrale aumenta a dismisura, e così pure la curvatura spazio-temporale, ma ancora ce la fa a stare su.  A circa due miliardi di gradi brucia l’ossigeno ed, in tempi che ormai si misurano non più in milioni di anni, ma in minuti o addirittura secondi, violente combustioni nucleari successive portano il nucleo della stella ad essere composto quasi totalmente di ferro. Qui entriamo in fase critica. Quando infatti prende “fuoco” anche il ferro, è per la stella il momento cruciale. La combustione nucleare del ferro, infatti, anziché generare “calore” come tutte le combustioni che l’avevano preceduta, “raffredda” il nucleo della stella. Le forze di pressione che, fino a quel punto, avevano tenuto su la struttura, cedono all’improvviso, ed il nucleo della stella rovina su se stesso.  Quando ciò avviene, le parti più esterne della stella (quelle ancora ricche di idrogeno, elio e così via) esplodono e vengono scagliate via nello spazio con un lampo dirompente - l’esplosione di supernova -, mentre le parti interne precipitano verso il centro, In un piccolo volume, si trova improvvisamente condensata una massa enorme, e la curvatura spazio-temporale salta su. Se la massa di questo nucleo È inferiore a circa tre masse solari, la configurazione ancora ce la fa a stabilizzarsi sotto forma di “stella di neutroni”, un pelo prima che la curvatura raggiunga il limite di non ritorno; le “pulsar” sono proprio stelle di neutroni in rapida rotazione. Se la massa è maggiore, il destino è segnato. Il nucleo seguita a cadere su se stesso, la curvatura si approfondisce, e quel che resta della stella viene fagocitato dalla superficie di Schwarzschild. È nato un buco nero.

Che i buchi neri esistano, ce lo dicono le osservazioni. Esistono per esempio stelle doppie, osservando la cui orbita siamo in grado di calcolare la massa delle componenti. In alcuni casi, una delle componenti è invisibile mentre, se fosse una stella normale, dovrebbe essere ben brillante! Se la massa di questa compagna invisibile è superiore a tre masse solari, questa deve essere un buco nero, come viene spesso confermato dall’emissione di raggi X e gamma da parte della materia che il buco nero succhia all’altra stella e che, prima di venire divorata, "spiraleggia" attorno al buco nero scaldandosi. Ci sono poi i nuclei galattici, compreso il nostro. Osservazioni in varie bande dello spettro indicano che, al centro delle galassie di maggiore dimensione, agiscano macchine dotate di una potenza terrificante, dalle dimensioni molto piccole, ma dalla massa enorme. Nel centro delta nostra galassia, ad esempio, un buco nero avente la massa di un milione di soli crea un inferno di radiazione fagocitando le stelle che, imprudentemente, gli passano accanto. Per altre galassie, si parla di buchi neri da uno a dieci miliardi di masse solari. È verosimile che, in quelle galassie, la furia scatenata dai buchi neri centrali raggiunga anche le zone periferiche; ci si chiede se, in tali casi, sia possibile incontrare condizioni in cui possa svilupparsi la vita, anche sui pianeti più periferici.

 

Buchi neri “da laboratorio”

Da quanto abbiamo detto finora, dovrebbe essere chiaro che i buchi neri sono oggetti da tenere a debita distanza. La teoria ci fornisce però i mezzi concettuali per studiarli, per così dire “in laboratorio”, come se potessimo tenerti sotto una campana di vetro, osservare a piacimento le loro reazioni a perturbazioni di ogni genere, quello che accade agli oggetti che vi si avvicinano, ed il tutto senza sporcarci (o rimetterci) le mani.

Cominciamo con qualche curiosità. Sapete che i buchi neri, malgrado il loro nome, sono più riflettenti di una sfera perfettamente riflettente? Vediamo perché. Una sfera totalmente assorbente (e cioè dipinta di nero) viene illuminata da un fascio di luce i cui raggi sono perfettamente paralleli. La sfera assorbirà tutta la luce, e non ne rinvierà affatto, restando invisibile.  Una sfera opaca (come ad esempio la luna) rinvierà in tutte le direzioni un po’ di luce e, se l’osservatore si trova a 90° rispetto al fascio di luce, vedrà un “quarto di sfera”. Se invece la sfera è perfettamente riflettente, egli vedrà un punto luminoso, immagine della sorgente.

Ora, sostituiamo la sfera riflettente con un buco nero di uguali dimensioni.  Poiché i raggi di luce che passano accanto al buco nero vengono deviati, l’osservatore posto a 90° vedrà non una, ma due immagini della sorgente, una a destra ed una a sinistra del buco nero.

Ancora; entriamo di notte nel laboratorio, e non ricordiamo se, la sera prima, abbiamo lasciato sotto la campana di vetro la sfera riflettente o il buco nero.  Gli puntiamo sopra il fascio della torcia elettrica. ed abbiamo immediatamente la risposta: la sfera. riflettente ci rinvia il punto luminoso immagine della torcia; il buco nero deflette i raggi di luce che gli passano vicini, e ce li rimanda indietro. È veramente il colmo che un oggetto così diabolico si presenti con un’angelica aureola! Ma adesso basta con l’osservazione da laboratorio.

Scendiamo in campo con la nostra astronave; mettiamoci in orbita attorno ad uno dei giganteschi buchi neri al centro di una galassia, ed inviamo al suo interno un’astronave, con un robot suicida che ci descriva le sue osservazioni mentre si avvicina alla superficie di Schwarzschild. Purtroppo, non potrà riferirci quello che gli avverrà dopo aver oltrepassato il punto di non ritorno, ma già così avremo delle sorprese! In primo luogo, l’osservatore esterno vede sul monitor le immagini trasmesse dall’interno dell’astronave che si avvicina alla superficie di Schwarzschild. Il robot saluta agitando la sua mano meccanica multiuso ma, quando si trova ormai in prossimità della superficie fatale, le immagini cominciano ad arrivare rallentate, ed il segnale si indebolisce. Da ultimo, l’immagine resta praticamente “congelata”, e la sua intensità svanisce esponenzialmente, al punto che non è sufficiente il più potente amplificatore di segnali per riuscire a captare ancora qualcosa.

Lo strano è che, secondo i calcoli dell’osservatore esterno, la sonda avrebbe già dovuto trovarsi da un pezzo all’interno del buco nero, quando ancora vengono percepite le ultime immagini, ormai ferme. Cosa sta succedendo?  Pensandoci bene, diventa tutto chiaro. Via via che l’astronave si avvicina alla superficie di Schwarzschild, le onde elettromagnetiche emesse subiscono sempre di più il trascinamento dello spazio-tempo, e quindi, in un certo senso, impiegano più tempo a staccarsi dal veicolo ed a giungere all’osservatore. Le ultime onde emesse proprio sulla superficie di non ritorno, sono destinate a restare in eterno in un limbo in cui cercano di rimontare, alla velocità della luce, uno spazio-tempo che si muove in direzione opposta e con la stessa velocità. È infatti vero che la luce si muove - rispetto allo spazio-tempo con velocità sempre costante, ma è anche vero che la luce si muove “con” lo spazio-tempo.

Ecco il motivo dell’apparente paradosso, secondo cui un osservatore esterno vede che un oggetto che si approssima alla superficie di Schwarzschild “rallenta” all’infinito, pur diventando sempre più fioco (visto che i fotoni che riescono a sfuggire hanno energia progressivamente sempre minore, avendone speso la maggior parte per risalire la corrente spazio-temporale, come salmoni cosmici. Per quanto possa sembrarci strano, qualsiasi cosa cada in un buco nero impiega - vista da “fuori” - un tempo infinito per raggiungere la superficie di non ritorno.  Veniamo ora al povero robot, per il quale non è invece accaduto nulla di strano mentre attraversava la “buccia” del buco nero, visto che il suo orologio sta ticchettando sempre con lo stesso ritmo. Siccome egli sta viaggiando in caduta libera, non percepisce alcun peso, proprio come gli astronauti in orbita attorno alla Terra. Ma ... un momento: anche se non si tratta di un vero e proprio peso.  il robot percepisce lo stesso una forza di qualche genere. È una forza che tende ad “allungarlo”. Infatti, visto che nel preciso centro geometrico di un buco nero la gravità va all’infinito, essa varierà molto rapidamente da un punto all’altro, nelle sue vicinanze. Dunque, la parte del corpo del robot più vicina al buco nero subisce una forza di attrazione molto maggiore (o, se preferite, in quel punto lo spazio è risucchiato più velocemente) che non la pane più lontana. Si tratta di nient’altro che di una forza che conosciamo anche sulla terra, e di cui è responsabile la Luna: forza di marea, ma amplificata in modo terribile Questa forza di marea cresce all’infinito avvicinandosi al centro del buco nero, cosicché ad un certo punto il povero robot si troverà la testa staccata dalle spalle, e subirà un progressivo smontaggio lungo l’asse che lo congiunge radialmente alla “singolarità” centrale (quando la fisica incappa in un infinito, anziché dirlo esplicitamente, preferisce usare questo termine più elegante, che lascia però trapelare il sospetto che ci sia qualcosa di poco chiaro, sotto ...). Poco più avanti, i rottami del robot, sempre per forza di marea, vengono scissi in molecole ed atomi. Poi i nuclei vengono strappati dagli elettroni, ed i protoni e neutroni dai nuclei, quando la forza di marea, ormai quasi al centro, prevale anche sulle forze nucleari. I protoni vengono quindi spezzati in quark, e chissà se questi ultimi vengono a loro volta frammentati dalla marea, prima di annullarsi al centro. Povero robot!  Fermo restando che nessun oggetto materiale entrato in un buco nero può sfuggire a questo destino, esistono però dei casi (appunto i buchi neri di grandissima massa, milioni di volte quella solare, attorno ad uno dei quali ci siamo posti in orbita) in cui lo smontaggio "mareale" è dilazionato fino agli ultimi istanti, ed il robot potrebbe eseguire osservazioni per qualche tempo, dopo essere entrato nella superficie di Schwarzschild. In primo luogo, il robot si accorgerebbe che, mentre nulla e nessuno può modificare il suo moto in direzione del centro, poiché il risucchio spaziale lo attira in modo del tutto irresistibile, una spinta dei razzi laterali potrebbe ancora consentirgli di spostarsi lateralmente. Fin qui niente di strano. Se inoltre stesse precipitando assieme ad altri oggetti, vedrebbe anche che qualsiasi oggetto, indipendentemente dalla sua massa, forma, colore, sapore e così via, viene trascinato verso il centro esattamente come lui; non più velocemente o più lentamente. Anche qui niente di strano, sennonché il robot ha improvvisamente un’idea.

“Al di fuori della superficie di Schwarzschild” pensa il robot “il tempo trascina ogni cosa nella stessa direzione ed alla stessa velocità, ma ci si può muovere a piacimento nello spazio. Qui dentro, invece, ci si muove tutti nella stessa direzione ed alla stessa velocità nello spazio. Vuoi vedere che, invece, ci si può muovere a piacimento nel tempo?”

Applicando la Teoria della Relatività Generale, il robot scopre che, se per caso riuscisse a schivare la singolarità centrale girandole attorno, ed a schizzare fuori dalla superficie di Schwarzschild in un’altra direzione da quella di partenza, effettivamente sarebbe riuscito -a seconda della traiettoria seguita - a muoversi avanti o indietro nel tempo! Ma non rispetto al suo orologio, che avrebbe seguitato ad andare avanti con la stessa velocità; rispetto al resto dell’Universo.

“Se ci riuscissi” pensa ora il robot “non ritenterei quest’avventura suicida”.  Ma ormai non può farci nulla; lo spazio ha la meglio su di lui, e nessun’orbita fisicamente percorribile è in grado di impedirgli di andarsi ad annullare sulla singolarità, portando con sé la sua scoperta.

Portandola con sé mica tanto, perché lo sperimentatore esterno, messo in allarme dall’anomalo comportamento del tempo in prossimità della superficie di Schwarzschild, ha eseguito anche lui un po’ di conti, ed è giunto alle medesime conclusioni. Per un istante, gli si accappona la pelle, ma poi gli viene in mente qualcos’altro, e tira un respiro di sollievo. Tutti salvi (tranne il povero robot)!

Cos’ha pensato lo sperimentatore? In primo luogo, si è reso conto che, se un viaggio all’indietro nel tempo fosse realmente possibile, tutta la scienza fisica andrebbe in fumo. Infatti, ogni legge fisica conosciuta e, verosimilmente, conoscibile, afferma cose del tipo: “partendo da questa causa, si giunge a questo effetto”. In altri termini, la validità assoluta del principio di causalità non può essere messa in dubbio (anche perché, prima ancora di essere applicato alla fisica, questo principio regola la pura e semplice logica, ovvero la nostra stessa facoltà di pensare). Perfino la meccanica quantistica, che da alcuni è spacciata -a torto- come una violazione della causalità, ne è al massimo una “complicazione”, mai una violazione in senso stretto.

Detto in "soldoni": se io torno indietro nel tempo ed uccido i miei genitori prima della mia nascita, chi ha causato la loro morte, visto che io non posso esistere? Per chi medita seriamente una cosa del genere, raccomando di uccidere entrambi i genitori, e non solo il padre; non si sa mai ...

Ma torniamo al fisico inorridito: questi si rasserena immediatamente pensando:

“un momento: si può viaggiare nel tempo solo dopo essere entrati in un buco nero, e chi lo ha fatto non può più tornare indietro nell’Universo esterno a spezzare la trama della causalità. Grazie al Cielo, il tentativo di violazione della Legge di Causalità è punito con la morte per annullamento su un buco nero, ed esiste una Censura Cosmica, costituita proprio dalla superficie di Schwarzschild, che impedisce che una simile oscenità, anche se perpetrata da un suicida, sia visibile dall’esterno.” Ha ragione costui? La risposta è: “nì”.

 

Tutto scorre e ... tutto gira!

Uno dei più grandi (o forse il più grande e basta) fisico contemporaneo, Stephen Hawking, costretto ormai dalla sclerosi multipla a poter muovere solo un dito sulla tastiera di un computer, ma ancora in grado di ragionare meglio di tutto il resto dell’umanità, si è di recente convertito ai viaggi nel tempo. dopo averli combattuti per decenni a suon di equazioni. Cosa gli ha fatto cambiare idea? Cerchiamo di spiegarlo in modo ultra-semplificato (ed un po’ improprio).  La Terra ruota attorno al suo asse ed attorno al Sole, il quale ruota su sé stesso ed attorno al baricentro della galassia, e così via. La rotazione è un fenomeno diffuso in ogni angolo dell’universo, ed anche le stelle che, esplodendo, danno origine ai buchi neri, ruotano, Non sarà che, per caso, la rotazione può avere influenza su un buco nero?

La risposta è affermativa. Anche se tutto ciò che cade in un buco nero viene annientato senza che resti memoria della sua struttura, esistono tre “qualità” che non si perdono: la massa (che determina la dimensione del buco nero), la carica elettrica, e la rotazione.

La carica elettrica, però, non gioca - per quel che ne sappiamo oggi - un ruolo importante nei buchi neri. Infatti, se supponiamo di far ingoiare ad uno di questi oggetti una gran quantità di cariche elettriche di uno stesso segno, ne resteranno in giro altrettante di segno opposto ed, in breve tempo, l’attrazione elettrostatica esercitata dal buco nero carico le richiamerà, neutralizzando la carica iniziale.

La rotazione, invece, può essere molto importante. Quella che noi chiamiamo impropriamente ‘forza centrifuga” è infatti, sempre nel contesto della Relatività Generale, una proprietà della geometria spazio-temporale anch’essa, e come tale va trattata. Dunque, la struttura di un buco nero rotante sarà diversa da quella di un buco nero non rotante, visto che il primo dei due - oltre a risucchiare al suo interno lo spazio-tempo - se lo trascina anche attorno come una giostra cosmica.

La differenza è importantissima. Se ne accorgerebbe il robot suicida.  precipitando in un buco nero rotante. Dopo aver attraversato la superficie di Schwarzschild, noterebbe che stavolta, oltre a cadere verso il centro, il fluire dello spazio-tempo tende anche ad imprimergli un moto laterale. La spazio-tempo non è semplicemente risucchiato radialmente, ma ruota anche un po’ attorno al centro.

Via via che cade, la velocità di trascinamento rotatorio aumenta, finché non succede qualcosa di inatteso: il robot, aiutato dalla “forza centrifuga” (è un modellino concettuale molto improprio, ma può aiutare l’intuizione) dello spazio-tempo, vince il risucchio gravitazionale e riguadagna in parte il controllo della sua astronave! Ha attraversato una seconda superficie peculiare, studiata dal matematico Kerr, ed ora la singolarità centrale gli appare non più come un punto geometrico che lo divorerà inevitabilmente, ma come un anello di spessore infinitesimo, ma di apertura non nulla. Manovrando con cura, il robot potrà passare attraverso l’anello ed evitare l’annientamento. Certo, questo non gli sarà di alcuna utilità, visto che in ogni caso non potrà comunque riuscire dalla superficie di Schwarzschild. Infatti, per fare ciò, i suoi propulsori dovrebbero essere in grado di spingerlo fino ad una velocità superiore a quella della luce, e ciò non è fisicamente possibile. Dunque, è ancora in trappola, ma rispetto al caso di un buco nero non rotante c’è già un miglioramento.  Dal punto di vista del robot, la cosa migliora ulteriormente se la rotazione del buco nero aumenta. Infatti, l’anello centrale si allarga, ed anche la superficie interna, quella in cui può manovrare, si dilata. Dal punto di vista del fisico che osserva dall’esterno lo svolgersi degli eventi, invece, la prospettiva diventa sempre più buia.

Infatti, al crescere della rotazione, il raggio della superficie di Schwarzschild non aumenta, mentre il raggio della superficie che, per comodità, chiameremo “di Kerr” aumenta. Ad un certo punto, quest’ultima raggiunge quella di Schwarzschild, e le due si annullano a vicenda. Il robot è libero, e può tornare indietro a riferire allo sperimentatore tutte le sue esperienze in prossimità del buco nero, ma incontra subito qualche difficoltà, rendendosi conto che lo sperimentatore non è ancora arrivato, o che se n’è andato da un pezzo. Il robot ha viaggiato non solo nello spazio, ma anche nel tempo!

La singolarità centrale a forma di anello è ormai “visibile”, viene definita “singolarità nuda”, ed è di gran lunga l’oggetto più osceno di tutto l’Universo, visto che basta girarle attorno per viaggiare a piacimento nel tempo, senza più che il pietoso velo steso dalla superficie di Schwarzschild riesca a prevenire una evenienza così funesta.

Che in linea di principio la teoria della Relatività Generale consentisse l’esistenza di un simile mostro, si sapeva da tempo, ma molti fisici erano convinti che qualche tipo di “Censura Cosmica” continuasse a valere. Un’ipotesi era che, durante il collasso che porta il nucleo di una supernova a generare un buco nero, parte della rotazione andasse perduta per attrito, per espulsione di materia rotante, e via discorrendo. Le teorie più moderne, però, non sembrano lasciare spazio per questo palliativo: molte stelle di grande massa ruotano rapidamente e, cosa ancor peggiore, molti buchi neri assorbono materia dotata a sua volta di rotazione e quindi, col passare del tempo progressivamente anche la loro rotazione. Altri hanno provato a dimostrare che, sempre in base alla Relatività Generale, ruotare attorno ad una singolarità nuda passando attraverso l’anello sia vietato da una sorta di “frizione cosmica”, per cui l’oggetto incriminato potrebbe magari esistere, ma non essere praticamente utilizzabile ai fini distruttivi della violazione del principio di causalità. Stephen Hawking sembra appunto essersi convinto che anche questa speranza che la stessa Relatività contenga in sé il germe di una censura cosmica è vana: in linea di principio, nulla si oppone ad un viaggio nel tempo.

E allora? Beh, forse è prematuro preoccuparsi. Singolarità nude a portata di mano non ce ne sono, almeno per ora, e nel frattempo i fisici potranno ancora perfezionare le loro teorie e sbizzarrirsi, Può darsi che prima o poi venga fuori questa benedetta censura cosmica, magari quando saremo riusciti a mettere assieme quei due mondi che ancora non si parlano tra loro: la gravitazione e la meccanica quantistica.

E, nel peggiore dei casi, c’è già una soluzione bella che pronta, anche se sembra un po’ esoterica: non viviamo nell’Universo, ma nel “Multi Universo”. Ci sono infiniti “universi paralleli”, da quelli praticamente identici al nostro a quelli completamente diversi, ed un viaggio nel tempo non porta nel passato dell’universo di partenza, ma nel passato di un universo parallelo. Là, non avremmo difficoltà concettuali ad uccidere i nostri genitori, visto che in quell’universo noi non esisteremmo, ma esisteremmo in quello di partenza, in cui i nostri genitori non sono stati uccisi da nessuno.

Bene, debbo dire francamente che, anche se in quest’ultimo modo la logica ed il principio di causalità sono fatti salvi, mi sembra un po’ a rischio la salute mentale. Datemi pure del bacchettone, ma io preferisco una piccola quantità di sana, paternalistica, autoritaria e repressiva Censura Cosmica!

 

 

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ULTIMO AGGIORNAMENTO 22 LUGLIO 2005

 

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