I Buchi Neri
Un buco nero è un corpo celeste estremamente denso, al punto di essere dotato di un'attrazione gravitazionale talmente elevata da non permettere la fuga di nulla, neanche della radiazione elettromagnetica e quindi neanche della luce, dalla sua "superficie", denominata orizzonte degli eventi. L'esistenza di tali oggetti è predetta dalla principale teoria della gravitazione oggi accettata dalla comunità scientifica, la relatività generale. Sono inoltre presenti alcune osservazioni indirette di attività astrofisica riconducibile a buchi neri, ad esempio nelle zone centrali di alcune galassie (nuclei galattici attivi). Un buco nero formatosi da una stella ha una massa superiore ad almeno tre volte quella del Sole, ma a causa dei vari processi di perdita di massa subiti dalle stelle al termine della loro vita occorre che la stella originaria fosse almeno dieci volte più massiccia del Sole. I numeri citati sono indicativi, in quanto dipendono dai dettagli dei modelli utilizzati per prevedere l'evoluzione stellare e in particolare dalla composizione chimica iniziale della nube di gas che ha dato origine alla stella in questione. Non è esclusa la possibilità che un buco nero possa avere origine non stellare, come si suppone ad esempio per i cosiddetti buchi neri primordiali.
Verso il termine del proprio ciclo vitale il nucleo di una stella si spegne, avendo trasformato tramite fusione nucleare tutto l'idrogeno in elio. La forza gravitazionale, che prima era in equilibrio con la pressione generata dalle reazioni di fusione nucleare, prevale e comprime la massa della stella verso il suo centro. A questo punto quando la densità diventa abbastanza alta può innescarsi la fusione nucleare dell'elio, con la produzione di litio, azoto e altri elementi fino all'ossigeno o al silicio. Durante questa fase la stella si espande e si contrae violentemente più volte, espellendo parte della propria massa. Le stelle più piccole si fermano ad un certo punto della catena e si spengono raffreddandosi e contraendosi lentamente, attraversano lo stadio di nana bianca e nel corso di molti milioni di anni diventano una sorta di gigantesco pianeta. In questo stadio la forza gravitazionale è bilanciata da un fenomeno quantistico, detto pressione di degenerazione, legato al principio di esclusione di Pauli. Per le nane bianche la pressione di degenerazione si innesca tra gli elettroni. Se invece la stella supera una massa critica, detta limite di Chandrasekhar cioè 1,4 volte la massa solare, ad un certo punto ogni possibile combustibile nucleare viene bruciato e le reazioni nucleari non sono più in grado di opporsi al collasso gravitazionale. A questo punto la stella subisce una contrazione drammatica che fa entrare in gioco la pressione di degenerazione tra i componenti dei nuclei atomici. La pressione di degenerazione arresta bruscamente il processo di contrazione e può provocare una gigantesca esplosione, detta esplosione di supernova di tipo II . Durante l'esplosione quel che resta della stella espelle gran parte della propria massa, che va a disperdersi nell'universo circostante; quello che rimane è un nucleo estremamente denso e massiccio. Se la sua massa è abbastanza piccola da permettere alla pressione di degenerazione di contrastare la forza di gravità si arriva ad una situazione di equilibrio, con la formazione di una stella di neutroni. Al contrario se la massa supera le tre masse solari non c'è più niente che possa contrastare la forza gravitazionale, inoltre, secondo la Relatività generale, la pressione interna non funziona più come forza verso l'esterno a contrastare il campo gravitazionale, ma diventa essa stessa una sorgente del campo gravitazionale, rendendo inevitabile il collasso infinito, anche in presenza di un'eventuale forza repulsiva ancora sconosciuta. A questo punto la densità della stella morente, ormai diventata un buco nero, raggiunge velocemente valori tali da creare un campo gravitazionale talmente intenso, da non permettere a nulla di sfuggire alla sua attrazione, neppure alla luce. Il nome di questi oggetti deriva proprio da tale loro caratteristica, che li rende simili a inghiottitoi disseminati nello spazio, dai quali nulla può più uscire. Essi non possono essere osservati direttamente ma possono essere scoperti a causa degli effetti di attrazione gravitazionale che esercitano nei confronti della materia vicina. Esistono anche altri scenari che possono portare alla formazione di un buco nero. In particolare una stella di neutroni in un sistema binario può rubare massa alla sua vicina fino a superare la massa di Chandrasekhar e collassare. Alcuni indizi suggeriscono che questo meccanismo di formazione sia più frequente del meccanismo "diretto". Un altro scenario permette la formazione di buchi neri con massa inferiore alla massa di Chandrasekhar, difatti anche una quantità arbitrariamente piccola di materia, se compressa da una gigantesca forza esterna, può in teoria collassare e generare un altrettanto piccolo orizzonte degli eventi. Le condizioni necessarie potrebbero essersi verificate nel primo periodo di vita dell'universo, quando la sua densità media era ancora molto alta, a causa di variazioni di densità o di onde di pressione. Questa ipotesi è ancora completamente speculativa e non ci sono indizi che buchi neri di questo tipo esistano o siano esistiti in passato.
La galassia gigante Centaurus A osservata in diverse regioni dello spettro elettromagnetico. Gli astronomi ritengono che il suo centro ospiti un buco nero della massa di milioni di masse solari, responsabile dei due getti lungo l'asse della galassia stessa.
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