Un buco nero è un corpo celeste avente un campo gravitazionale così intenso da non lasciare sfuggire né materia, né radiazione elettromagnetica. La forza di gravità domina su qualsiasi altra forza, infatti si verifica un collasso gravitazionale continuo, che tende a concentrare la materia in un punto di singolarità di densità infinita.
I buchi neri rappresentano alcuni degli oggetti più affascinanti e misteriosi dell’universo. Un buco nero è una regione dello spazio-tempo con una gravità così intensa che nulla, nemmeno la luce, può sfuggirne. Questo fenomeno si verifica quando una quantità significativa di materia viene compressa in un volume molto ridotto, raggiungendo una densità estremamente elevata.
Formazione dei buchi neri
I buchi neri si possono formare attraverso diversi processi. Il più comune è il collasso gravitazionale di stelle massicce alla fine del loro ciclo vitale. Quando una stella esaurisce il suo combustibile nucleare, può collassare sotto il proprio peso, formando un buco nero. Un’altra modalità di formazione è attraverso le collisioni stellari ad alta energia, come quelle tra stelle di neutroni. Alcuni teorici ipotizzano anche l’esistenza di buchi neri primordiali, formatisi subito dopo il Big Bang a causa di fluttuazioni di densità nell’universo primordiale.
Struttura di un Buco Nero
Un buco nero è composto principalmente da due parti: la singolarità e l’orizzonte degli eventi. La singolarità è il punto centrale dove la densità è infinita e le leggi della fisica, come le conosciamo, non risultano più valide. L’orizzonte degli eventi è la superficie immaginaria che circonda la singolarità. Oltre questo limite, la velocità di fuga supera quella della luce, rendendo impossibile qualsiasi forma di ritorno.
Spesso attorno ai buchi neri si forma un disco di accrescimento, costituito da materia che cade verso il buco nero. Questo materiale viene riscaldato a temperature estremamente elevate, emettendo radiazioni intense che possono essere rilevate tramite specifiche procedure.
Possiamo dividere i buchi neri in base alla loro massa in tre diverse categorie; indichiamo con MBH la massa del buco nero e con M⊙ la massa solare di valore pari a M⊙ = 1.9 · 10^30kg.
- La prima categoria studiata comprende buchi neri con masse inferiori a 10^2 M⊙ formati dal collasso di stelle massicce alla fine del loro ciclo di vita.
- I buchi neri di massa intermedia compresi tra 10^2 M⊙ e 10^5 M⊙ si trovano al centro di ammassi globulari.
- Mentre numerosi studi hanno evidenziato la presenza di buchi neri supermassicci (o SBH dall’inglese Supermassive Black Holes) al centro di galassie ellittiche e di galassie a disco.
Inizialmente la presenza di questi buchi neri è stata utilizzata per spiegare la luminosità dei nuclei galattici attivi (AGN dall’inglese Active Galactic Nuclei) e dei quasar. Oggi si ritiene che gli SBH con masse superiori a MBH = 10^6 M⊙ siano presenti in tutte le galassie massicce. In galassie senza sferoide sono stati individuati SBH con masse tra 10^5 M⊙ e 10^6 M⊙, mentre nelle galassie ellittiche o negli sferoidi delle galassie lenticolari o a spirale gli SBH presentano masse tra 10^6 M⊙ e 10^10 M⊙ ( Kormedy & Ho 2013).
Nonostante la loro importanza, gli SBH hanno una massa che è solo ∼ 0.1% della massa della galassia ospite, per cui ci si potrebbe aspettare che dominino soltanto la gravità della regione nucleare all’interno del raggio di influenza. Per calcolare la massa degli SBH esistono diversi metodi: si può studiare la cinematica delle stelle, del gas ionizzato o molecolare per le galassie quiescenti, mentre per le galassie attive si può determinare la massa dell’SBH attraverso l’analisi della cinematica dei maser d’acqua o tramite la tecnica del reverberation mapping. Il metodo che studia la cinematica del gas viene utilizzato nelle galassie con dischi di gas ionizzato e polveri che mostrano una morfologia regolare perché in queste situazioni le orbite si possono considerare kepleriane. Misurando la velocità del gas lungo la linea di vista nella regione vicina all’SBH, è possibile determinare la velocità circolare da cui ricavare la distribuzione di massa e la MBH. Un altro metodo studia i maser d’acqua: i maser (Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation) sono emissioni di onde elettromagnetiche amplificate visibili nelle microonde causate da collisioni per eccitazione del gas con le polveri interstellari. Sono un importante strumento usato per studiare il gas emesso nelle regioni più interne dei nuclei galattici attivi. Tramite la tecnica del Very-Long-Baseline Interferometry (VLBI) sono possibili misurazioni ad alta risoluzione angolare che consentono di determinare la distribuzione di emissione maser. Vengono stimate la velocità di rotazione e la massa nucleare racchiusa: quindi la massa dell’SBH. Infine la tecnica del reverberation mapping viene utilizzata per le galassie di tipo Seyfert 1. Consiste nella misurazione del tempo di ritardo tra le variazioni osservate nella curva di luce del continuo, che deriva dall’emissione non termica del disco di accrescimento intorno all’SBH, e le variazioni nelle righe di emissione provenienti dalla Broad Line Region (BLR). La BLR è la regione che si trova in una struttura toroidale geometricamente spessa formata da nubi fredde fotoionizzate ad alta densità che circonda il disco di accrescimento.
Sono state osservate delle correlazioni tra le masse degli SBH e alcune proprietà delle galassie ospiti, in particolare la più forte è la relazione MBH −σ che collega la massa dell’SBH alla velocità caratteristica delle stelle nella galassia. Questa relazione fu stata scoperta da Ferrarese & Merritt (2000) e suggerisce una stretta correlazione tra la crescita del buco nero e la formazione dello sferoide della galassia che lo ospita. Analizzando un campione di 12 galassie in cui la massa dell’SBH era stata ben determinata, trovarono che MBH ∝ σ^α, con α = 4.8 ± 0.5 e σ la dispersione di velocità stellare entro un ottavo del raggio efficace dello sferoide ospite. Evidenziarono che una condizione necessaria per determinare MBH sia di riuscire a risolvere la sfera di influenza gravitazionale dell’SBH. È stato possibile migliorare questa relazione ampliando il campione delle galassie studiate e avendo una maggiore precisione nella misura della massa degli SBH al loro interno. Da un campione di 26 galassie trovarono la relazione MBH ∝ σ^α, con α = 3.7 ± 0.3 e σ la dispersione di velocità stellare entro il raggio efficace. Le maggiori difficoltà nella definizione di questa relazione sono state soprattutto nella definizione del campione di galassie. Per definire questa relazione sono fattori determinanti la massa dell’SBH e la scelta del raggio entro cui calcolare la dispersione di velocità.
Effetti e fenomeni associati
I buchi neri influenzano il loro ambiente in modi sorprendenti. Uno degli effetti più noti è la dilatazione temporale, un fenomeno previsto dalla teoria della relatività generale di Einstein, secondo cui il tempo rallenta in prossimità di un buco nero. Un altro fenomeno interessante è l’effetto di lente gravitazionale, dove la gravità intensa di un buco nero piega la luce proveniente da oggetti dietro di esso, creando immagini multiple o distorte.
Stephen Hawking ha teorizzato che i buchi neri possano emettere una forma di radiazione, nota come radiazione di Hawking. Questo fenomeno implica che i buchi neri possano perdere massa nel tempo. Sebbene la radiazione di Hawking non sia stata ancora osservata direttamente, essa rappresenta un’importante area di ricerca nella fisica teorica.
I buchi neri continuano ad essere un campo di studi e di intensa ricerca scientifica. Ogni nuova scoperta ci avvicina a comprendere meglio questi enigmatici oggetti cosmici e il loro ruolo nell’evoluzione dell’universo.
La loro capacità di sfidare le leggi della fisica conosciuta li rende uno degli argomenti più affascinanti dell’astronomia e della fisica teorica.
