Dai buchi neri alle prime cellule.
Itinerari di Astronomia

 
 
I BUCHI NERI
di Chiara Allais V C
 
DEFINIZIONI
LA TEORIA DEI BUCHI NERI
TEORIE SUI BUCHI NERI DI HAWKING E PENROSE
 Stephen Hawking sui buchi neri quantistici
Roger Penrose su teoria quantistica e spazio tempo
Storia della scoperta dei buchi neri
 
 
Definizioni
 
 BUCO NERO: In astrofisica, oggetto celeste che esercita un'attrazione gravitazionale così intensa da impedire alla materia e anche alla luce (o a qualunque altra radiazione elettromagnetica) di allontanarsi da esso: in questo senso, non emette luce ed è quindi nero. In un buco nero. la materia è estremamente addensata in una regione di spazio relativamente piccola, tanto che, in teoria, la sua massa può essere considerata riunita in un punto. Un buco nero. è caratterizzato da una superficie immaginaria il cui raggio è direttamente proporzionale alla massa; un buco nero. di massa pari a quella del Sole avrebbe un raggio di 3 km, mentre per una massa pari a quella della Terra il raggio sarebbe di solo 1 cm.
La Teoria Dei Buchi Neri
 
Si immagini una regione dello spazio nella quale la forza gravitazionale attrattiva è cosi intensa che i raggi luminosi a cui capiti di passare troppo vicino vengono deviati secondo una traiettoria circolare una regione da cui la materia, la radiazione o qualunque tipo di comunicazione non può mai fuggire. Questa regione, chiamata buco nero, è uno dei fenomeni più entusiasmanti della fisica teorica e forse l'oggetto più bizzarro dello spazio. Sebbene essi fossero implicitamente previsti dalla teoria della gravitazione di Einstein del 1915, cioè dalla relatività generale, i buchi neri furono "scoperti' teoricamente per la prima volta da Oppenheimer e Snyder nel 1939.
Però, a causa delle loro proprietà pochissimo intuitive, i buchi neri non furono presi in seria considerazione dalla maggior parte dei fisici e degli astronomi fino alla metà degli anni Sessanta. Oggi si è sul punto di confermare la scoperta del primo buco nero nello spazio. Il concetto di buco nero porta alle estreme conseguenze i nostri concetti di spazio e tempo. La superficie di un buco nero chiamata orizzonte, è una superficie di separazione chiusa entro la quale la velocità di fuga è maggiore della velocità della luce. La previsione ditale superficie per corpi abbastanza compatti può essere fatta sulla sola base della teoria della gravitazione di Newton insieme alla relatività ristretta: la velocità di fuga di una particella lanciata dalla superficie di una massa sferica M di raggio R è vf = (2GM/R)^½  Quando M/R soddisfa la relazione 20M/R> c2 , vf supera la velocità della luce e nessuna particella e nessun fotone può fuggire, come è richiesto dalla relatività ristretta. Un risultato notevole è che l'interno di un buco nero non ha relazione causale con il resto dell'universo: nessun processo fisico che avvenga all'interno dell'orizzonte può comunicare la propria esistenza o i propri effetti all'esterno. Per un buco nero sferico di massa M, l'orizzonte è una sfera la cui circonferenza è uguale a 2 n volte il raggio di Schwarzschild del buco Rs, dove Rs=20M/c2 (1' esatta coincidenza numerica di questo raggio con l'analogo newtoniano è casuale). Un buco nero con una massa uguale a quella del Sole avrebbe un raggio di Schwarzschild di 2,95 km. Secondo la relatività generale, lo spazio e il tempo sono deformati dal campo gravitazionale dovuto ai corpi dotati di massa e la deformazione èpiù forte in prossimità di un buco nero. La gravitazione influenza tutti i sistemi fisici in maniera universale e quindi tutti gli orologi (siano essi transizioni di una molecola di ammoniaca o battiti cardiaci di un essere umano) e tutti i regoli graduati indicherebbero che il tempo è rallentato e lo spazio allungato in prossimità di un buco nero. Oppure si possono descrivere gli effetti del campo gravitazionale del buco su una misura locale degli intervalli di tempo e delle distanze come un'accelerazione del riferimento di Lorentz locale (in cui è valida la relatività ristretta) rispetto agli altri riferimenti di Lorentz locali in differenti posizioni. I buchi neri si formano quando stelle massicce subiscono il collasso gravitazionale totale. Nell'emettere calore e luce nello spazio, le stelle si equilibrano contro la loro stessa gravità con la forza diretta verso l'esterno dovuta alla pressione generata dal calore dell'energia nucleare liberata al loro interno. Ma ogni stella deve morire. Quando il suo combustibile nucleare si sarà esaurito, essa si contrarrà. Se la sua massa è minore di circa tre volte la massa del Sole, la stella in contrazione si stabilizzerà a un diametro minore, quando l'attrazione gravitazionale diretta verso l'interno non potrà più costringere le particelle che costituiscono la stella ad avvicinarsi ulteriormente l'una all'altra. Una stella siffatta vivrà per l'eternità come nana bianca o stella di neutroni. Ma se la massa della stella è maggiore di circa 3 masse solari, la teoria prevede che la forza diretta verso l'esterno, per quanto grande essa possa essere, non riuscirà a evitare la schiacciante compressione gravitazionale, e la stella imploderà, scomparendo per sempre dalla vista e dando origine ad un buco nero. Recenti dimostrazioni matematiche, eseguite per mezzo della teoria della relatività generale di Einstein, indicano che un buco nero è uno dei più semplici oggetti naturali e può essere descritto completamente da tre sole grandezze: la sua massa, il suo momento angolare e la sua carica elettrica totale. All'infuori di queste tre grandezze, tutte le informazioni sulla stella progenitrice, per esempio se era costituita da particelle o antiparticelle, se era piatta come una frittella o sferica, sono andate perdute mediante onde gravitazionali ed elettromagnetiche poco dopo la formazione del buco. I buchi neri rotanti, chiamati buchi di Kerr (quelli non rotanti sono chiamati buchi di Schwarzschild) si circondano di una regione chiamata ergosfera in cui lo spazio e il tempo sono deformati a un punto tale che tutte le particelle, i fotoni e persino i riferimenti di Lorentz locali sono costretti ruotare intorno al buco. A grandi distanze da un buco nero, il suo campo gravitazionale si comporta come se fosse generato da una stella ordinaria di massa M, ubbidendo alla legge newtoniana dell'inverso del quadrato della distanza. Vicino a un buco nero, il campo gravitazionale è di gran lunga più forte di quanto sarebbe previsto dalla teoria newtoniana. Un uomo che fosse risucchiato in un buco nero avente una massa pari a quella del Sole sarebbe fatto a pezzi dalla forza gravitazionale differenziale agente lungo il suo corpo molto tempo prima di avere raggiunto l'orizzonte del buco nero. Dopo che l'orizzonte del buco si è formato, non si possono più ricevere informazioni sul destino ultimo della stella collassata che racchiude al suo interno. I calcoli del collasso (supposto sferico) indicano che la stella è compressa fino a volume zero e densità infinita nel centro del buco nero, in cui forma un punto di forza gravitazionale infinita chiamato singolarità. Per una stella in collasso, la cui massa sia pari a qualche massa solare, gli ultimi spasimi dell'agonia terminerebbero in qualche centomillesimo di secondo (misurato localmente). Gli effetti quantistici, tralasciati nella teoria classica della relatività generale, arresterebbero forse il collasso stellare a una densità inimmaginabile p circa uguale a  c5/hG2 che corrisponde a 5 x lO93 g/cm3, dove h è la costante di Planck, impedendo così la creazione di singolarità; ma tali effetti non potrebbero impedire la formazione di buchi neri. Secondo le attuali teorie dell'evoluzione stellare, potrebbero esistere ben 100 milioni di buchi neri nella Galassia; ma la loro ricerca non e facile, poichè non si potrebbe mai rivelare la presenza di una macchiolina nera di qualche chilometro di diametro contro il cielo notturno
Si devono invece cercare i segni dell'interazione fra i buchi neri ed i loro vicini. Quello che potrebbe essere scoperto più facilmente sarebbe un buco nero orbitante intorno ad una stella normale in un sistema binario. Usando le leggi di Keplero, l'analisi del valore e del periodo dello spostamento Doppler della stella normale visibile consente di calcolare se la compagna invisibile ha tanta massa quanto basta per essere un buco nero. Inoltre si potrebbero osservare gli intensi e tremolanti raggi X prodotti quando il gas proveniente dalla stella normale è risucchiato verso il buco nero e riscaldato ad una temperatura di miliardi di gradi mentre percorre la traiettoria a spirale che lo porta nel buco nero in cui verrà distrutto. Tali sono i segni rivelatori della sorgente di raggi X binaria Cygnus XI, un eccellente candidato per un buco nero distante circa 8000 anni luce dalla Terra e situato nella costellazione del Cigno. I buchi neri sono un fenomeno naturale fondamentale. Lo spazio può essere disseminato di buchi neri, che ci attraggono con i loro segreti del tempo e dello spazio dietro un manto di oscurità impenetrabile, una sfida e un premio per la perseveranza di astronomi e fisici.
 
TEORIE SUI BUCHI NERI DI HAWKING E PENROSE
 
Stephen Hawking sui buchi neri quantistici
 
La teoria quantistica dei buchi neri.... sembra condurre a un nuovo livello di imprevedibilità in fisica, oltre all'indeterminazione abitualmente associata alla meccanica quantistica. Ciò si deve al fatto che i buchi neri sembrano avere un entropia intrinseca e perdere informazioni dalla nostra regione dell'universo.
Dovrei dire che queste sono tesi controverse: molte persone che lavorano sulla gravità quantistica, compresi quasi tutti coloro che sono entrati: in questo campo provenendo dalla fisica delle particelle, rifiuterebbero istintivamente l'idea che si possa perdere informazioni sullo stato quantico di un sistema. Essi hanno avuto però ben poco successo nei loro tentativi di mostrare come si possano estrarre informazioni da un buco nero. Io credo che saranno infine costretti ad accettare il mio suggerimento che l'informazione è andata perduta, così come sono stati costretti ad ammettere che i buchi neri irraggiano, cosa che era contraria a tutti i loro preconcetti .Il fatto che la gravità sia attrattiva significa che tenderà a formare concentrazioni di materia, le quali daranno origine a oggetti come stelle e galassie. Queste possono resistere per un certo tempo alla tendenza a un ulteriore contrazione grazie alla pressione termica nel caso delle stelle, o alla rotazione e a moti interni nel caso di galassie. Col tempo, però, il calore o il momento angolare si dissipano e l'oggetto comincia a contrarsi se la massa è inferiore a una volta e mezzo circa la massa del Sole, la contrazione può essere arrestata dalla pressione di degenerazione di elettroni o neutroni. L'oggetto si stabilizzerà nella forma, rispettivamente, di una nana bianca o di una stella di neutroni. Se invece la massa è superiore a questo limite, non c e nulla che possa arrestarne la contrazione e impedirle di continuare a contrarsi. Una volta che il volume di questo oggetto sia diminuito al di sotto di una certa grandezza critica, il campo gravitazionale alla sua superficie sarà così intenso che i coni di luce saranno orientati verso l'interno... .Potete vedere che persino i raggi che riescono a uscire sono inclinati l'uno verso l'altro e sono perciò convergenti anziché divergenti. Ciò significa che cè una superficie intrappolata chiusa.. Deve esserci quindi una regione dello spazio I tempo da cui non è possibile evadere all'infinito. Questa regione viene detta buco nero. Il suo confine è chiamato l'orizzonte degli eventi ed è una superficie nulla formata dai raggi di luce che non riescono per una inezia a sfuggire verso l'esterno.Quando un corpo collassa a formare un buco nero, va perduta una grande quantità di informazioni. Questa perdita di informazione non aveva in realtà molta importanza nella teoria classica. Si potrebbe dire che tutta 1' informazione sul corpo collassante era ancora contenuta all'interno del buco nero. La teoria quantistica cambiò però tutto questo. Innanzitutto il corpo in collasso emetteva - prima di attraversare l'orizzonte degli eventi - solo un numero limitato di fotoni, i quali erano insufficienti a trasportare tutta l'informazione sul corpo stesso. Ciò significa che, nella teoria quantistica un osservatore esterno non ha alcun modo per misurare lo stato del corpo collassato. Si potrebbe anche non attribuire una grande importanza a questo fatto, dato che l'informazione sarebbe ancora contenuta nel buco nero, nonostante l'impossibilità di misurarla dall'esterno. Ma a questo punto interviene il secondo effetto della teoria quantistica dei buchi neri....   La teoria quantistica comporta un'irradiazione e perdita di massa dei buchi neri. Pare che essi siano destinati a sparire infine completamente, portando con sè l'informazione contenuta al loro interno.
 
 
Roger Penrose su teoria quantistica e spazio tempo
 
Le grandi teorie fisiche del XX secolo sono state la teoria quantistica, la relatività ristretta, la relatività generale e la teoria quantistica dei campi.
Queste teorie sono legate l'una all'altra: la relatività generale tu costruita sulla base della relatività ristretta e la teoria quantistica dei campi si fonda sulla relatività ristretta e sulla teoria quantistica. Benché le quattro teorie menzionate abbiano avuto un successo notevole, non sono senza problemi  La relatività generale predice l'esistenza di singolarità dello spazio - tempo. Nella teoria quantistica c'è il "problema della misurazione". Si può ritenere che la soluzione dei vari problemi che affliggono queste teorie si trovi nel fatto che, prese a se, sono incomplete. Per esempio molti prevedono che la teoria quantistica dei campi eliminerà in qualche modo le singolarità della relatività generale.... Vorrei ora parlare della perdita di informazione nei buchi neri, che sostengo sia pertinente a quest'ultimo problema. Sono d'accordo con quasi tutto ciò che Stephen ha da dire sull'argomento. Mentre però Stephen considera la perdita di informazione dovuta ai buchi neri un incertezza di più in fisica, al di là dell'indeterminazione della teoria quantistica, io la considero una indeterminazione" complementare". Può darsi che una piccola quantità d'informazione sfugga, al momento dell'evaporazione del buco nero... ma questo piccolo guadagno di informazione sarà molto minore della perdita d'informazione nel collasso ( in quello che io considero un quadro ragionevole quanto qualsiasi altro della scomparsa finale del buco nero). Se, per fare un esperimento concettuale, noi chiudiamo questo sistema in una grande scatola, possiamo considerare l'evoluzione dello spazio delle fasi della materia all'interno della scatola. Nella regione dello spazio delle fasi corrispondente a situazioni in cui è presente un buco nero, le traiettorie dell'evoluzione fisica convergeranno e i volumi che seguono queste traiettorie si contrarranno. Di questi sviluppi è responsabile la perdita di informazione nella singolarità nel buco nero. Questa contrazione è in diretta contraddizione con il teorema della meccanica classica ordinaria noto come teorema di Liouville, il quale dice che i volumi nello spazio delle fasi rimangono costanti  Lo spazio - tempo di un buco nero viola dunque questa conservazione. A mio modo di vedere, però questa perdita di volume dello spazio delle fasi è controbilanciata da un processo di misurazione quantica" spontanea" in cui si guadagna informazione e i volumi dello spazio delle fasi aumentano. Ecco perché io considero l'indeterminazione dovuta alla perdita di informazione nei buchi neri " complementare" all'indeterminazione nella teoria quantistica: l'una è il rovescio della medaglia dell'altra....
Vorrei suggerire che qualcosa va storto nelle sovrapposizioni delle geometrie alternative dello spazio- tempo che si verificherebbero quando comincia a essere coinvolta la relatività generale. Può darsi che una sovrapposizione di due geometrie diverse sia instabile, e che decada in una delle due possibilità alternative.
Io chiamo questo decadere nell'una o nell'altra possibilità alternativa "riduzione obbiettiva", che mi piace come nome perché ha un acronimo molto bello e appropriato, OR ( che in inglese significa" o"). Quale relazione ha con ciò la lunghezza di Planck di 10 -33 cm? il criterio della natura per determinare quando due geometrie siano significativamente diverse sarebbe la scala di Planck, la quale fissa la scala di tempo alla quale si verifica la riduzione nelle possibilità alternative.
 
 
 
Storia della scoperta dei buchi neri
 
 1900
Max Plank scopre la radiazione di corpo nero.
 
1905
Con un articolo sulla radiazione di corpo nero, Albert Einstein dimostra la natura crepuscolare della luce.
 
1915
Tramite studi spettroscopici, Walter 8. Adams scopre che la debole compagna di Sino (cui èdovuta la lieve oscillazione del moto di Sirio) è una piccola stella calda e densa: una nana bianca.
 
1916
Einstein pubblica la teoria generale della relatività, formulando equazioni che descrivono la gravitazione.
Karl Schwarschild dimostra che esiste un valore del raggio di un oggetto in collasso per il quale le equazioni della gravità di Einstein diventano "singolari": il tempo sparisce e lo spazio diventa infinito.
 
1924
Einstein pubblica il lavoro di Satyendra Nath Bose sulla radiazione di corpo nero, sviluppando la meccanica statistica per una classe di particelle (tra le quali i fotoni).
Sir Arthur Eddington propone che la gravità possa strappare elettroni dalle orbite atomiche delle nane bianche.
 
1925
Wolfang Pauli formula il principio di esclusione, che stabilisce che certe particelle non possono occupare lo stesso stato quantico.
 
1926
Enrico Fermi e P.A.M. Dirac sviluppano la statistica quantistica per le particelle che obbediscono al principio di esclusione di Pauli (come elettroni e protoni). Quando vengono compresse, queste particelle si respingono reciprocamente, dando luogo alla cosiddetta pressione di degenerazione.
 
1930
Sfruffando la statistica quantistica e il lavoro di Eddington sulle stelle, Subrahmanyan chandrasekhar scopre che il limite di massa per le nane bianche è pari a 1,4 volte la massa del Sole e ipotizza che una stella di massa maggiore debba collassare nel nulla. Eddington si prende gioco di lui.
 
1932
James Chadwick scopre il neutrone, la cui esistenza spinge molti ricercatori a ipotizzare che le "stelle di neutroni" possano costituire un'alternativa alle nane bianche.
 
1939
Ispirato da conversazioni con i colleghi, Einstein cerca di abbattere il raggio di Schwarzschild una volta per tutte, concludendo, in un articolo comparso in "Annals of Mathematics", che l'esistenza dei buchi neri è impossibile.
 
1939
Usando i concetti di stelle di neutroni in collasso e nane bianche, J. Robert Oppenheimer e il suo allievo Hartland 5. Snyder formulano un'ipotesi sulla formazione dei buchi neri.
 
 

Last Updated: Marzo-13-1998
Web Author: Michele Sacchetti
Web Assistent : Giovanni Vaccari
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