La Fine di una Stella Buchi Neri (Evoluzione Stellare Parte IX)

I Buchi Neri Per masse superiori a 3 volte la massa del Sole, il collasso non può essere fermato. Lo spazio-tempo è incurvato e la gravità è così alta che la luce non può sfuggire. I buchi neri (BN) possono essere rivelati soltanto dagli effetti sulla materia circostante. Se una componente di un sistema binario è un BN, la sua presenza è rivelata dal moto orbitale attorno al centro di massa comune. Se la compagna evolve in Gigante Rossa, il gas degli strati esterni cade lentamente verso il BN nero formando un disco di accrescimento, riscaldandosi viene emessa radiazione soprattutto in X e ultravioletto. Con i primi satelliti dotati di rivelatori X, vennero scoperte dentro e fuori della nostra Galassia molte sorgenti sconosciute. Alcune sono pulsar, altre coincidono con galassie o quasar. Come per ogni stella o pianeta, anche per un buco nero si può definire la velocità di fuga ad una certa distanza D, cioè la minima velocità che un corpo dovrebbe avere per poter sfuggire all'attrazione gravitazionale che il buco nero esercita alla distanza D. Ragionando all'inverso, per una data velocità si può trovare la distanza minima alla quale l'oggetto può avvicinarsi al buco nero senza venirne catturato: se si pone questa velocità pari a quella della luce (la massima velocità esistente), si trova la distanza oltre la quale nemmeno la luce può sfuggire al buco nero. Questo limite prende il nome suggestivo di “orizzonte degli eventi” e delimita la regione interna, dalla quale nessun segnale può raggiungere l'esterno: di tutto ciò che avviene all'interno non possiamo avere notizie. Non e' possibile definire per un buco nero una vera e propria superficie, né un volume o una densità: le proprietà che caratterizzano questo oggetto sono la sua massa ed il cosiddetto raggio di Schwarzschild (dal nome del fisico che studiò per primo i buchi neri dal punto di vista teorico), cioè la distanza dal centro all'orizzonte degli eventi. Tra queste due quantità intercorre la relazione RS = 2GM/c2 dove RS è il raggio di Schwarzschild, G la costante di gravitazione universale, M la massa del buco nero e c la velocità della luce. Tanto maggiore è la massa di un buco nero, tanto maggiore è il suo "raggio d’azione". Sostituendo i valori delle costanti, RS è pari a 3 (M/MS) Km, dove MS e' la massa del Sole. Fino a non molti anni fa non c'erano prove dell'esistenza effettiva dei buchi neri. Infatti, essi possono essere rivelati soltanto dagli effetti gravitazionali che esercitano sulla materia circostante. Per esempio, se una delle componenti di un sistema binario e' un buco nero e l'altra una stella normale, la presenza del primo sarà rivelata dal moto orbitale della seconda attorno al centro di massa comune. Spesso, quando anch’essa evolve in gigante rossa e si espande, parte del gas dei suoi strati più esterni può formare un disco di accrescimento attorno al buco nero. Dal disco, il gas cade lentamente sul buco nero; l'attrito cresce verso il bordo interno del disco, il gas si riscalda e produce un ampio spettro di radiazione, soprattutto nelle bande X e ultravioletta. La radiazione permette di rivelare la presenza di un oggetto compatto con un disco di accrescimento. Con il lancio dei primi satelliti dotati di rivelatori in raggi X, vennero scoperte dentro e fuori della nostra Galassia molte sorgenti X prima sconosciute (la nostra atmosfera, infatti, blocca la maggior parte dei raggi X provenienti dallo spazio). Esse emettono nella banda X più di quanto non emettano nell'ottico e il loro spettro è di tipo non termico, cioè non è del tipo emesso da una stella. Alcune di queste sorgenti X sono di natura "stellare", come Cygnus X-1, Scorpio X-1 o Hercules X-1; sembra che Cygnus X-1 sia un sistema binario del tipo appena descritto, con un buco nero con massa di circa 6 volte la massa del Sole ed una stella di 20 volte la massa del Sole. Altre sorgenti X sono pulsar, altre ancora coincidono con galassie o quasar.

Il Raggio di Schwarzschild “L’orizzonte degli eventi” Non è possibile definire per un buco nero una vera e propria superficie, né un volume o una densità: le proprietà che caratterizzano questo oggetto sono la sua massa e il raggio di Schwarzschild (dal nome del fisico che studiò per primo i buchi neri dal punto di vista teorico), cioè la distanza dal centro all’orizzonte degli eventi. Tra queste due quantità intercorre la relazione: RS = 2  MS /c2

è piuttosto complicata. Buchi neri “esotici” La definizione di raggio di Schwarzschild ha senso per i cosiddetti Buchi Neri Classici, neutri e privi di momento angolare. In realtà sono possibili alcune varianti in cui la geometria che descrive lo spazio tempo circostante, detta di KERR-NEWMAN, è piuttosto complicata. Per questi la definizione di orizzonte degli eventi è limitante. In alcuni casi i BN possono anche emettere materia per effetto “tunnel” quantistico.

Black Hole Immagine del disco di accrescimento di BH

Hubble Space Telescope Disco di accrescimento di un BH. Sono evidenti i Jet di gas ionizzato.

Simulazione di un Black Hole in M32 Dal filmato si nota la differenza di comportamento che avrebbero le stelle in M32 se non ci fosse il Black Hole.