Buchi neri Fine o inizio?

La fisica dei buchi neri Termodinamica dei buchi neri Meccanica quantistica dei buchi neri

Teorie di riferimento Relatività generale Meccanica quantistica Gravità quantistica ???

John Michell 1784 Laplace 1799 Concetto di velocità di fuga Per fuggire dalla Terra occorrono circa 11 km/s!

Einstein: velocità limite c = 300000 km/s Se la Terra avesse un raggio di circa 9 mm...

Fine di una stella Dipende essenzialmente dalla massa. Le stelle di piccola massa (cioè quelle simili al Sole) diventano delle nane bianche, corpi celesti di massa paragonabile a quella del Sole ma molto più densi (in quanto hanno un raggio di qualche migliaio di km) e composti prevalentemente da elettroni la cui pressione ferma il collasso gravitazionale. Durante questo processo, la stella espelle lentamente il proprio guscio esterno, composto prevalentemente da gas idrogeno, che si osserva come nebulosa planetaria, oggetto celeste simile a una nube.

Stelle con massa tra 7 e 15 volte quella solare Evolvono in stelle di neutroni, oggetti celesti molto più densi delle nane bianche in quanto la loro massa, circa una volta e mezzo quella del nostro Sole, è tutta racchiusa in un volume molto più piccolo, di alcuni chilometri di raggio. La pressione dei neutroni ferma il collasso gravitazionale. La stella espelle in modo esplosivo la maggior parte della sua massa, dando origine alle supernovae, esplosioni caratterizzate da eccezionale splendore: una supernova emette in pochi giorni l’energia che il Sole sprigiona in miliardi di anni! In figura è rappresentata la Nebulosa del Granchio, ovvero l’inviluppo di gas in espansione rimasto dopo l’esplosione; all’interno è presente una stella di neutroni pulsante, detta perciò pulsar.

Stelle con massa 15-20 volte quella solare Tali stelle non riescono a fermare il collasso e sono destinate a diventare dei buchi neri! Il nome fu introdotto nel 1967 da Wheeler

I buchi neri hanno una entropia! Prendiamo un contenitore pieno di gas ad alta temperatura (molto disordinato) e facciamolo diventare un buco nero. Se l’informazione relativa al disordine viene perduta, allora l’entropia dell’universo sarebbe diminuita contro il secondo principio della termodinamica. Un buco nero DEVE avere una sua entropia per bilanciare questa perdita. Bekenstein dimostrò che tale entropia è proporzionale all’area dell’orizzonte che lo circonda:

Entropia → movimento casuale → calore Il buco nero deve avere una temperatura! Hawking scoprì che la temperatura di un buco nero è inversamente proporzionale alla sua massa!!! Il paradosso dovrà essere spiegato dalla gravità quantistica.

Un corpo caldo a una certa temperatura emette radiazione... ...la radiazione sottrae energia... ...il buco nero diventa più leggero... ...quindi si riscalda... ...emette radiazione più velocemente... ...evapora!

Un buco nero si trova in uno stato stazionario caratterizzato da tre soli parametri: Massa Momento angolare Carica elettrica Non viene conservato alcun altro particolare dell’oggetto collassato! Teorema dell’assenza di peli di un buco nero! Viene persa, così, una grande quantità di informazione.

L’evaporazione di un buco nero fa sparire l’informazione La meccanica quantistica afferma che l’informazione non va mai distrutta! Ancora un problema da risolvere per la gravità quantistica.

Dove vanno a finire le particelle che evaporano? In universi neonati che si distaccano dal nostro universo, ma che possono tornare a fondersi a esso in qualche altra regione. (Hawking) Altri universi si formano nei buchi neri. (Smolin) La strada è lunga...

Bibliografia Stephen Hawking: Buchi neri e universi neonati Lee Smolin: L’universo senza stringhe Lee Smolin: La vita del Cosmo Leonard Susskind: Il Paesaggio Cosmico Roger Penrose: La strada che porta alla realtà Stephen Hawking: Dal big bang ai buchi neri