Buchi neri - Migliori, recensioni e opinioni

Un buco nero è un oggetto la cui massa e le cui dimensioni sono tali che nulla, nemmeno la luce, può sfuggire alla sua gravità. Il termine “black hole” fu coniato dal fisico teorico John Wheeler nel 1967, ma il concetto era stato sviluppato, sulla base della gravità newtoniana, dal matematico francese Pierre Laplace già nel 1796.
Si crede che i buchi neri si formino dal collasso gravitazionale di oggetti astronomici che contengono più masse solari. Le osservazioni astronomiche suggeriscono che i centri della maggior parte delle galassie, compresa la nostra Via Lattea, contengono buchi neri supermassicci le cui masse sono equiparabili a quelle di miliardi di soli.

Teorizzazione dei buchi neri

I buchi neri furono previsti da Einstein nella teoria della relatività generale. In particolare, si verificano nella soluzione di Schwarzschild, una delle prime soluzioni alle equazioni di Einstein, pubblicata da Karl Schwarzschild nel 1915. Questa soluzione descrive la curvatura dello spazio-tempo in prossimità di un oggetto sferico, non rotante e priva di carica elettrica.
Secondo la soluzione di Schwarzschild, un oggetto che gravita collasserà in un buco nero se il suo raggio è più piccolo di una certa distanza nota come raggio di Schwarzschild. Sotto questo raggio, lo spazio-tempo è così curvo che ogni raggio di luce emesso in questa regione, indipendentemente dalla direzione in cui viene emesso, si sposterà verso il centro del sistema. Poiché secondo la relatività niente può viaggiare più veloce della luce, tutto ciò che si trova al di sotto del raggio di Schwarzschild – comprese le particelle costituenti l’oggetto gravitante – crollerà verso il centro. Una singolarità gravitazionale, una regione di densità teoricamente infinita, costituisce questo punto.
Poiché nemmeno la luce può sfuggire dal suo interno, un buco nero classico dovrebbe apparire effettivamente nero, ossia totalmente scuro. Per un oggetto con la massa della Terra, il raggio di Schwarzschild è di soli l’ex 9 millimetri. Per un oggetto con la massa del Sole, il raggio di Schwarzschild è di circa tre chilometri, una distanza molto più piccola dei circa 1.391.000 chilometri del diametro del sole. Risulta anche molto più piccolo del raggio con cui il Sole si ridurrà dopo aver esaurito il suo combustibile nucleare, che risulta essere migliaia di chilometri. Solo alcune stelle più massicce possono collassare in buchi neri alla fine della loro vita.

I buchi neri sono previsti anche da altre soluzioni delle equazioni di Einstein, come la metrica di Kerr per un buco nero rotante, che descrive una singolarità di curvatura a forma di anello, e la metrica di Reissner-Nordstrøm per i buchi neri carichi.
Il confine esterno dello spazio delimitato dal raggio di Schwarzschild è noto come “orizzonte degli eventi”.
Anche se i buchi neri risultarono dalla relatività generale proposta nel secondo decennio del XX secolo, essi non sono stati presi sul serio, neanche come oggetti ipotetici, dalla comunità astronomica fino alla fine degli anni 60. La convinzione generale era che i buchi neri fossero così strani che qualche processo fisico fermasse il crollo gravitazionale dell’oggetto prima che questo potesse trasformarsi in un buco nero. L’interesse per la concezione teorica del buco nero si ravvivò con la scoperta delle pulsar nel 1967, in pratica stelle molto massicce che contiengono 20 volte più neutroni che protoni. Questo, naturalmente, portò alla questione: cosa accadrebbe se esistesse una massa sufficiente per superare la pressione dei neutroni? La risposta fu, naturalmente, l’idea dei buchi neri.

Conseguenze teoriche

I buchi neri dimostrano alcune proprietà contro-intuitive della relatività generale. Si consideri uno sfortunato astronauta che cade verso il centro di un buco nero. Più si avvicina all’orizzonte degli eventi, più i fotoni che emette tendono a sfuggire all’infinito. Un osservatore distante vedrà la sua discesa rallentare mentre l’astronauta si avvicina all’orizzonte degli eventi; l’incontro tra l’astronauta e l’orizzonte degli eventi non risulterà comunque mai visibile all’osservatore. Tuttavia, questa è una sorta di illusione ottica in quanto nella sua prospettiva, l’astronauta attraversa l’orizzonte degli eventi e raggiunge la singolarità in un tempo finito.

L’entropia dei buchi neri è un argomento affascinante e un’area di ricerca abbastanza attiva. Nel 1971, Hawking ha dimostrato che la superficie totale dell’orizzonte degli eventi dei buchi neri classici non può mai diminuire. Questa affermazione è molto simile alla seconda legge della termodinamica, in particolare se applicata al concetto di entropia. Pertanto, Bekenstein propose che l’entropia di un buco nero è veramente proporzionale al suo orizzonte degli eventi. Nel 1975, Hawking applicò la teoria dei campi quantistici ad uno spazio-tempo curvo semi-classico e scoprì che i buchi neri possono emettere una radiazione termica, poi nota come radiazione di Hawking. Questo gli permise di calcolare l’entropia, il che convalidò l’ipotesi di Bekenstein. Successivamente si è scoperto che i buchi neri sono oggetti di massima entropia, il che significa che l’entropia massima di una regione di spazio è l’entropia del buco nero più grande che può essere inserito in essa. Questo ha portato alla proposta del principio olografico, concetto che prevede un limite massimo alla quantità di informazioni in un dato volume di spazio.

Approfondimenti

• Una tipologia speciale, e molto “teorica”, di buco nero è il cosiddetto buco bianco.
• Per il buco nero che si crede si annidi al centro della nostra galassia, si veda qui e qui.
Buco nero – Wikipedia
Buco Nero nell’Enciclopedia Treccani
E se invece vivessimo al di là di un buco nero? – National Geographic



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