Un'introduzione ai buchi neri

I buchi neri sono oggetti nell'universo con così tanta massa intrappolata all'interno dei loro confini che hanno campi gravitazionali incredibilmente forti. In effetti, la forza gravitazionale di un buco nero è così forte che nulla può sfuggire una volta entrato. Neanche la luce può sfuggire a un buco nero, è intrappolata all'interno insieme a stelle, gas e polvere. La maggior parte dei buchi neri contiene molte volte la massa del nostro Sole e i più pesanti possono avere milioni di masse solari.

Nonostante tutta quella massa, l'attuale singolarità che costituisce il nucleo del buco nero non è mai stata vista o immaginata. È, come suggerisce la parola, un piccolo punto nello spazio, ma ha MOLTA massa. Gli astronomi sono in grado di studiare questi oggetti solo attraverso il loro effetto sul materiale che li circonda. Il materiale attorno al buco nero forma un disco rotante che si trova appena oltre una regione chiamata "l'orizzonte degli eventi", che è il punto gravitazionale di non ritorno.

Il "blocco costitutivo" di base del buco nero è la singolarità: una regione precisa dello spazio che contiene tutta la massa del buco nero. Intorno è una regione di spazio da cui la luce non può sfuggire, dando il nome al "buco nero". Il "bordo" esterno di questa regione è ciò che costituisce l'orizzonte degli eventi. È il confine invisibile in cui l'attrazione del campo gravitazionale è uguale alla velocità della luce. È anche dove gravità e velocità della luce sono bilanciate.

La posizione dell'orizzonte degli eventi dipende dall'attrazione gravitazionale del buco nero. Gli astronomi calcolano la posizione di un orizzonte degli eventi attorno a un buco nero usando l'equazione R_S = 2GM / c². R è il raggio della singolarità, sol è la forza di gravità, M è la massa, c è la velocità della luce.

Esistono diversi tipi di buchi neri e si manifestano in modi diversi. Il tipo più comune è noto come un buco nero di massa stellare. Questi contengono circa fino a poche volte la massa del nostro Sole e si formano quando sono grandi sequenza principale le stelle (10-15 volte la massa del nostro Sole) esauriscono il combustibile nucleare nei loro nuclei. Il risultato è enorme esplosione di supernova che fa esplodere gli strati esterni delle stelle nello spazio. Ciò che resta alle spalle crolla per creare un buco nero.

Gli altri due tipi di buchi neri sono buchi neri supermassicci (SMBH) e micro buchi neri. Un singolo SMBH può contenere la massa di milioni o miliardi di soli. I micro buchi neri sono, come suggerisce il nome, molto piccoli. Potrebbero avere solo 20 microgrammi di massa. In entrambi i casi, i meccanismi per la loro creazione non sono del tutto chiari. I micro buchi neri esistono in teoria ma non sono stati rilevati direttamente.

Si riscontrano buchi neri supermassicci nei nuclei della maggior parte delle galassie e le loro origini sono ancora oggetto di accesi dibattiti. È possibile quei buchi neri supermassicci sono il risultato di una fusione tra piccoli buchi neri di massa stellare e altri importa. Alcuni astronomi suggeriscono che potrebbero essere creati quando una singola stella molto massiccia (centinaia di volte la massa del Sole) collassa. Ad ogni modo, sono abbastanza grandi da influenzare la galassia in molti modi, che vanno dagli effetti sui tassi di nascita alla stella alle orbite di stelle e materiale nelle loro immediate vicinanze.

Micro buchi neri, d'altra parte, potrebbero essere creati durante la collisione di due particelle ad altissima energia. Gli scienziati suggeriscono che ciò accade continuamente nell'atmosfera superiore della Terra ed è probabile che accada durante gli esperimenti di fisica delle particelle in luoghi come il CERN.

Poiché la luce non può fuoriuscire dalla regione intorno a un buco nero interessato dall'orizzonte degli eventi, nessuno può davvero "vedere" un buco nero. Tuttavia, gli astronomi possono misurarli e caratterizzarli in base agli effetti che hanno sull'ambiente circostante. I buchi neri che si trovano vicino ad altri oggetti esercitano un effetto gravitazionale su di essi. Per prima cosa, la massa può anche essere determinata dall'orbita del materiale attorno al buco nero.

In pratica, gli astronomi deducono la presenza del buco nero studiando come la luce si comporta attorno ad esso. I buchi neri, come tutti gli oggetti massicci, hanno una forza gravitazionale sufficiente per piegare il percorso della luce mentre passa. Mentre le stelle dietro il buco nero si muovono rispetto ad esso, la luce emessa da esse apparirà distorta o le stelle sembreranno muoversi in modo insolito. Da queste informazioni, è possibile determinare la posizione e la massa del buco nero.

Ciò è particolarmente evidente negli ammassi di galassie in cui la massa combinata degli ammassi, la loro materia oscura e la loro i buchi neri creano archi e anelli di forma strana piegando la luce di oggetti più distanti mentre passa.

Gli astronomi possono anche vedere buchi neri dalla radiazione emessa dal materiale riscaldato che li circonda, come radio o raggi X. La velocità di quel materiale fornisce anche importanti indizi sulle caratteristiche del buco nero che sta cercando di scappare.

L'ultimo modo in cui gli astronomi potrebbero rilevare un buco nero è attraverso un meccanismo noto come Radiazione di Hawking. Chiamato per il famoso fisico teorico e cosmologo Stephen Hawking, Le radiazioni Hawking sono una conseguenza della termodinamica che richiede che l'energia fuoriesca da un buco nero.

L'idea di base è che, a causa delle naturali interazioni e fluttuazioni nel vuoto, la materia verrà creata sotto forma di un elettrone e un antielettrone (chiamato positrone). Quando ciò si verifica vicino all'orizzonte degli eventi, una particella verrà espulsa dal buco nero, mentre l'altra cadrà nel pozzo gravitazionale.

Per un osservatore, tutto ciò che viene "visto" è una particella emessa dal buco nero. La particella sarebbe vista come dotata di energia positiva. Ciò significa, per simmetria, che la particella caduta nel buco nero avrebbe energia negativa. Il risultato è che quando un buco nero invecchia, perde energia e quindi perde massa (secondo la famosa equazione di Einstein, E = MC², dove E= Energia, M= massa e C è la velocità della luce).

Modificato e aggiornato da Carolyn Collins Petersen.