Gaură neagră

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Imaginea orizontului de evenimente al găurii negre supermasive din centrul galaxiei Messier 87 , propusă în 2019 grație a doi ani de detecții de către radiotelescoapele Telescopului Horizontului Eventului [1] . În imagine putem observa „umbra” găurii negre: materia atrasă de interiorul ei, încălzindu-se, emite lumină parțial observabilă grație radiotelescoapelor, făcând zona „umbrelor” din interiorul găurii negre observabilă. [2]
Gaura neagră din centrul galaxiei NGC 4261 , la 100 de milioane de ani lumină distanță de noi, în constelația Fecioarei. Pe baza vitezei de rotație a discului care îl înconjoară, masa sa este estimată la 1,2 miliarde de mase solare, chiar dacă ocupă un spațiu nu mai mare decât sistemul solar.

În astrofizică, o gaură neagră este un corp ceresc cu un câmp gravitațional atât de intens încât nu lasă să scape materia sau radiația electromagnetică , adică, din punct de vedere relativist , o regiune a spațiului-timp cu o curbură atât de mare încât nimic din interiorul său poate scăpa, nici măcar lumina [3] fiind viteza de evacuare mai mare decât c .

Gaura neagră este rezultatul imploziilor de mase suficient de mari. Gravitația domină asupra oricărei alte forțe, astfel încât are loc un colaps gravitațional care tinde să concentreze spațiu-timp într-un punct [4] din centrul regiunii, unde se teorizează o stare de materie de curbură care tinde la infinit și volum care tinde la zero, numită singularitate , cu caracteristici necunoscute și străine legilor relativității generale . Limita găurii negre este definită ca orizontul evenimentelor , o regiune care își delimitează limitele observabile într-un mod aparte.

Datorită proprietăților menționate anterior, gaura neagră nu este direct observabilă. Prezența sa este dezvăluită numai indirect prin efectele sale asupra spațiului înconjurător: interacțiunile gravitaționale cu alte corpuri cerești și emisiile acestora (vezi lentila gravitațională ), iradierea în principal electromagnetică a materiei captate de câmpul său de forță. În deceniile care au urmat publicării relativității generale , baza teoretică a existenței lor, au fost colectate numeroase observații care ar putea fi interpretate, deși nu întotdeauna univoc, ca dovadă a prezenței găurilor negre, în special în unele galaxii active și sisteme binare de stele X . [5] Existența unor astfel de obiecte este acum demonstrată definitiv și sunt identificate treptat altele noi cu o masă foarte variabilă, de la valori de aproximativ 5 până la miliarde de mase solare .

fundal

Gaură neagră într-o reprezentare artistică

În fizica clasică , bazată pe principiile dinamicii , s-a teoretizat în secolul al XVIII-lea posibilitatea ca un corp să aibă o masă atât de mare încât să nu permită nici măcar luminii să depășească viteza de evacuare, motiv pentru care acest corp ar fi au fost invizibile. În 1783 , omul de știință englez John Michell a sugerat într-o scrisoare către Henry Cavendish (publicată ulterior în rapoartele Societății Regale [6] ) că viteza de evadare dintr-un corp ceresc ar putea fi mai mare decât viteza luminii, dând naștere la ceea ce el a numit o „stea întunecată” (stea întunecată). În 1798, Pierre-Simon de Laplace a raportat această idee în prima ediție a Traité de mécanique céleste .

Termenul „gaură neagră” a fost inventat de fizicianul John Archibald Wheeler . Adjectivul „negru” derivă din faptul că nu poate emite lumină. Faptul că nici o particulă care a fost capturată acolo nu poate reapărea (nici măcar fotoni ) este motivul termenului „gaură”.

Din punct de vedere relativist, totuși, un concept de gaură neagră a fost teorizat de fizicianul Karl Schwarzschild în 1916, la numai un an de la publicarea teoriei relativității generale . În relativitatea generală, câmpul gravitațional este descris ca deformarea spațiu-timp cauzată de un obiect foarte masiv, iar viteza luminii este o constantă limitativă. Explorând câteva soluții la ecuațiile teoriei, Schwarzschild a calculat că un corp ipotetic cu densitate foarte mare ar produce o astfel de deformare în vecinătatea sa, încât lumina care se îndepărtează de el ar avea tendința de a suferi o schimbare gravitațională roșie infinită. Conceptul teoretizat de Schwarzschild depinde de densitatea obiectului, adică în abstract ar putea fi aplicat oricărui obiect al cărui volum a fost extrem de mic în comparație cu masa sa - chiar dacă, în realitate, nu se cunosc mijloace care să poată furniza un obiect. cu o masă mică, energia necesară pentru a concentra materia într-o asemenea măsură: singura forță cunoscută din univers capabilă să dezvolte o astfel de intensitate este forța gravitațională , în prezența unei cantități mari de materie.

Găuri negre conform relativității generale

În 1915, Albert Einstein și-a dezvoltat teoria relativității generale, demonstrând anterior că forța gravitațională afectează lumina. Doar câteva luni mai târziu, Karl Schwarzschild a găsit o soluție pentru ecuațiile de câmp ale lui Einstein, care descrie câmpul gravitațional al unui punct material și al unei mase sferice. Câteva luni mai târziu, Schwarzschild a murit, iar Johannes Droste , student al lui Hendrik Lorentz , a dat în mod independent aceeași soluție, aprofundând proprietățile sale. Această soluție a avut o influență ciudată asupra a ceea ce se numește acum raza Schwarzschild , care a devenit o singularitate în sensul că unii dintre termenii ecuației lui Einstein au devenit infiniti. Natura acestei suprafețe nu a fost pe deplin înțeleasă în acel moment. În 1924, Arthur Eddington a dovedit că singularitatea a încetat să mai existe odată cu schimbarea coordonatelor (vezi coordonatele Eddington-Finkelstein), însă abia în 1933, Georges Lemaître a realizat că singularitatea razei Schwarzschild era o singularitate coordonată, nu fizică. [7]

În 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar a calculat, folosind relativitatea specială, că un corp nerotant de materie degenerată de electroni peste o anumită limită de masă (numită acum limita Chandrasekhar de 1,4 mase solare) nu are soluții stabile. [8] Argumentele sale au fost contestate de mulți contemporani precum Eddington și Lev Landau, care au susținut că o forță încă necunoscută ar împiedica prăbușirea corpului. [9] Această teorie a fost parțial corectă: o pitică albă puțin mai masivă decât limita Chandrasekhar se va prăbuși într-o stea de neutroni, [10] care este ea însăși stabilă datorită principiului excluderii Pauli . Dar, în 1939, Robert Oppenheimer și alții au prezis că stelele neutronice cu masă de aproximativ trei ori Soarele (limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff ) se vor prăbuși în găurile negre din motivele prezentate de Chandrasekhar și au concluzionat că nicio fizică a legii nu ar fi intervenit pentru opriți prăbușirea unora dintre acestea. [11] Oppenheimer și coautorii săi au interpretat singularitatea de la marginea razei Schwarzschild ca suprafața unei bule concentrate de materie în care timpul poate încetini și chiar se poate opri. Această concluzie este valabilă din punctul de vedere al unui observator extern, în timp ce nu este valabilă pentru un observator care cade în gaură. Din cauza acestei proprietăți, stelele prăbușite sunt numite „stele înghețate”, [12] deoarece un observator exterior ar vedea suprafața stelei înghețată în timp, în momentul în care prăbușirea ei a adus-o în raza Schwarzschild.

La scurt timp după Albert Einstein formularea generală relativității , sa dovedit că soluția ecuațiilor lui Einstein (în absența materiei) , care reprezintă un static și câmp gravitațional spherically simetric ( soluție Karl Schwarzschild , care corespunde simetric câmpului gravitațional central newtonian gravitate ) implică existența unei granițe ideale, numită orizontul evenimentelor , caracterizată prin faptul că orice îl trece, atras de câmpul gravitațional, nu va mai putea reveni. Deoarece nici măcar lumina nu poate traversa orizontul evenimentelor din interior spre exterior, regiunea din interiorul orizontului se comportă efectiv ca o gaură neagră.

Deoarece soluția Schwarzschild descrie câmpul gravitațional în vid, acesta reprezintă exact câmpul gravitațional în afara unei distribuții de masă sferic simetrice: o gaură neagră ar putea fi produsă teoretic de un corp ceresc masiv numai dacă ar avea o densitate atât de mare încât să fie cuprinsă în întregime în cadrul evenimentului. orizont (adică dacă corpul ceresc avea o rază mai mică decât raza Schwarzschild corespunzătoare masei sale totale). A apărut, așadar, întrebarea dacă o asemenea densitate poate fi atinsă ca efect al colapsului gravitațional al unei distribuții date a materiei. Einstein însuși (căruia „singularitatea” găsită de Schwarzschild în soluția sa i-a apărut ca o inconsecvență periculoasă în teoria relativității generale) a discutat acest punct într-o lucrare din 1939, concluzionând că pentru a atinge o astfel de densitate, particulele materiale ar trebui să depășească viteza luminii, spre deosebire de relativitatea specială:

( EN )

„Rezultatul esențial al acestei investigații este o înțelegere clară a motivului pentru care„ singularitățile Schwarzschild ”nu există în realitatea fizică.”

 ( IT )

„Rezultatul fundamental al acestui studiu este înțelegerea clară a motivului pentru care„ singularitățile Schwarzschild ”nu există în realitatea fizică.”

( A. Einstein [13] )

De fapt, Einstein își bazase calculele pe ipoteza că corpurile care se prăbușesc orbitează în jurul centrului de masă al sistemului, dar în același an Robert Oppenheimer și H. Snyder [14] au arătat că densitatea critică poate fi atinsă atunci când particulele se prăbușesc radial. Ulterior, și fizicianul indian A. Raychaudhuri a arătat că situația considerată de Einstein fezabilă fizic este, de fapt, perfect compatibilă cu relativitatea generală:

( EN )

„Se obține o soluție nestatică a ecuațiilor gravitaționale Einstein care reprezintă un cluster sferic simetric de particule care se mișcă radial într-un spațiu altfel gol. Deși Einstein a presupus că singularitatea Schwarzschild nu poate fi atinsă din punct de vedere fizic, deoarece materia nu poate fi concentrată în mod arbitrar, soluția actuală pare să arate că nu există o limită teoretică a gradului de concentrare și că singularitatea Schwarzschild nu are nicio realitate fizică așa cum este ea. apare doar în anumite sisteme de coordonate. "

 ( IT )

«[În această lucrare] obținem o soluție nestatică a ecuațiilor gravitaționale ale lui Einstein care reprezintă un agregat, cu simetrie sferică, a particulelor care se mișcă radial într-un spațiu gol. Deși Einstein a susținut că singularitatea Schwarzschild este fizic inaccesibilă, deoarece materia nu poate fi concentrată în mod arbitrar, soluția actuală pare să demonstreze că nu există o limită teoretică a gradului de concentrare și că singularitatea Schwarzschild nu are nicio semnificație fizică în ceea ce apare doar în anumite sisteme de coordonate. "

( A. Raychaudhuri [15] )

Cu alte cuvinte, orizontul evenimentelor nu este o singularitate reală a spațiului-timp (în soluția Schwarzschild singura singularitate geometrică adevărată este situată la originea coordonatelor), ci are caracteristica fizică de a putea fi parcursă doar de exteriorul spre interior. În conformitate cu aceste considerații teoretice, numeroase observații astrofizice au fost urmărite până la prezența găurilor negre care atrag materia înconjurătoare. [16] Conform unor modele, pot exista găuri negre fără singularități , din cauza stărilor de materie mai dense decât o stea de neutroni, dar nu până la punctul de a genera o singularitate.

Conform teoriilor luate în considerare în prezent, o gaură neagră se poate forma numai dintr-o stea care are o masă mai mare de aproximativ 2,5 ori cea a Soarelui, ca o consecință a limitei Tolman-Oppenheimer-Volkoff , chiar dacă se datorează diferitelor procese de pierdere de masă suferită de stele la sfârșitul vieții, steaua originală trebuie să fie de cel puțin zece ori mai masivă decât Soarele. Numerele citate sunt doar orientative, deoarece depind de detaliile modelelor utilizate pentru a prezice evoluția stelară și, în special, din compoziția chimică inițială a norului de gaz care a dat naștere stelei în cauză. Nu este exclusă posibilitatea ca o gaură neagră să aibă o origine nestelară, așa cum se presupune de exemplu pentru așa-numitele găuri negre primordiale .

Proprietăți și structură

O gaură neagră într-o reprezentare de artă NASA

In astrofizica, teorema essentiality [17] (în limba engleză fără teorema păr) postulează că toate soluțiile de gaura neagră din ecuațiile Einstein-Maxwell asupra atracției și electromagnetism în relativitatea generală pot fi caracterizate numai prin trei parametri observabili extern clasice: masa , sarcină electrică și impuls unghiular . [18] Toate celelalte informații despre materia din care se formează o gaură neagră sau despre materia care cade în ea „dispar” în spatele orizontului său de evenimente și, prin urmare, sunt inaccesibile permanent observatorilor externi (vezi și paradoxul informațional al găurii negre ). Două găuri negre care împărtășesc aceleași proprietăți sau parametri, nu se pot distinge conform mecanicii clasice.

Aceste proprietăți sunt speciale, deoarece sunt vizibile din exteriorul unei găuri negre. De exemplu, o gaură neagră încărcată respinge alta cu aceeași încărcare, la fel ca orice alt obiect încărcat. În mod similar, masa totală din interiorul unei sfere care conține o gaură neagră poate fi găsită folosind analogul gravitațional al legii lui Gauss , masa ADM , departe de gaura neagră. [19] La fel, impulsul unghiular poate fi măsurat de la distanță folosind efectul de tragere al câmpului gravitomagnetic .

Când un obiect cade într-o gaură neagră, orice informație despre forma obiectului sau distribuția sarcinii pe acesta este distribuită uniform de-a lungul orizontului găurii negre și este irecuperabil pierdută de observatorul exterior. Comportamentul orizontului în această situație este un sistem disipativ care este apropiat de cel al unei membrane elastice conductoare cu frecare și rezistență electrică - paradigma membranei. [20] Această conjectură este diferită de alte teorii ale câmpului, cum ar fi electromagnetismul, care nu are frecare sau rezistivitate la nivel microscopic, deoarece sunt reversibile în timp . Deoarece o gaură neagră atinge în cele din urmă stabilitatea cu doar trei parametri, nu există nici o modalitate de a evita pierderea informațiilor despre condițiile inițiale: câmpurile gravitaționale și electrice ale unei găuri negre oferă foarte puține informații despre ceea ce a fost aspirat.

Informațiile pierdute includ orice cantitate care nu poate fi măsurată departe de orizontul găurii negre, inclusiv numere cuantice aproximativ conservate , cum ar fi totalul numărului de barion și lepton . Acest comportament este atât de desconcertant încât a fost numit paradoxul informației despre gaura neagră . [21] [22]

Proprietăți fizice

Găurile negre mai simple au masă, dar nu au sarcină electrică sau impuls unghiular. Aceste găuri negre sunt adesea denumite găuri negre Schwarzschild după ce Karl Schwarzschild a descoperit această soluție în 1916. [23] Conform teoremei lui Birkhoff , este singura soluție de vid sferic simetrică. [24] Aceasta înseamnă că nu există nicio diferență observabilă între câmpul gravitațional al unei găuri negre și orice alt obiect sferic cu aceeași masă. Credința populară a unei găuri negre capabile să „aspire totul” în mediul său este, prin urmare, corectă doar în apropierea orizontului unei găuri negre; la o distanță de aceasta, câmpul gravitațional extern este identic cu cel al oricărui alt organism din aceeași masă. [25] Există, de asemenea, soluții care descriu găuri negre mai generale. Găurile negre încărcate sunt descrise de metrica Reissner-Nordström , în timp ce metrica Kerr descrie o gaură neagră rotativă. Cea mai generală soluție a unei găuri negre staționare cunoscute este metrica Kerr-Newman , care descrie o gaură neagră cu încărcare și impuls unghiular. [26] În timp ce masa unei găuri negre poate lua orice valoare pozitivă, sarcina și impulsul unghiular sunt constrânse de masă. În unitățile Planck , sarcina electrică totală Q și impulsul unghiular total J trebuie să fie satisfăcute

pentru o gaură neagră de masă M. Găurile negre care satisfac această inegalitate se numesc extremale . Există soluții la ecuațiile lui Einstein care încalcă această inegalitate, dar care nu posedă un orizont de evenimente. Aceste soluții sunt așa-numitele singularități goale care pot fi observate din exterior și, prin urmare, sunt considerate non-fizice. Ipoteza cenzurii cosmice exclude formarea unor astfel de singularități, atunci când acestea sunt create prin prăbușirea gravitațională a materiei realiste. [27] Această ipoteză este susținută de simulări numerice. [28] Datorită forței electromagnetice relativ mari, găurile negre formate prin prăbușirea stelelor sunt necesare pentru a menține sarcina aproape neutră a stelei. Cu toate acestea, rotația ar trebui să fie o caracteristică comună a obiectelor compacte. Gaura neagră binară cu raze X GRS 1915 105 [29] pare a avea un moment unghiular apropiat de valoarea maximă permisă.

Clasă Masa rază
Gaura neagra supermasiva ~ 10 6 -10 9 M Soare ~ 0,001-400 AU
Gaura neagră de masă intermediară 10 ~ 3 M Talpă ~ 10 3 km ≈ R Pluto [30]
Gaură neagră stelară ~ 3-30 M Soare ~ 30 km
Micro gaură neagră pana la ~ M Luna până la ~ 0,1 mm

Găurile negre sunt clasificate în mod obișnuit în funcție de masa lor, independent de impulsul unghiular J sau de sarcina electrică Q. Dimensiunea unei găuri negre, determinată de raza orizontului evenimentului sau raza Schwarzschild, este aproximativ proporțională cu masa M prin

unde r sh este raza Schwarzschild și M Sun este masa soarelui. [31] Această relație este exactă doar pentru găurile negre cu zero sarcină și zero impuls unghiular, în timp ce pentru găurile negre mai generale poate varia până la un factor de 2.

Orizontul evenimentelor

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Orizontul evenimentelor .

Trăsătura distinctivă a găurilor negre este apariția unui orizont de evenimente în jurul centrului de greutate al masei lor: spațiu geometric sferic și închis (cu suprafață materială aparentă față de observatorii externi) care înconjoară nucleul masiv, delimitând regiunea spațiu-timp din care relativist nu se poate ieși sau nu poate fi emis niciun semnal sau orice cantitate de materie (cu excepția radiației teoretice Hawking ), deci poate fi atinsă numai de alte observabile și traversată în direcția sa, nu în direcția opusă. Acest impediment pentru emisiile și scurgerile produce menținerea constantă sau creșterea potențială a conținutului găurii negre care, într-o perioadă foarte lungă, ar putea fi destabilizată doar de radiația cuantică menționată anterior ipotezată de cunoscutul fizician Stephen Hawking .

Departe de gaura neagră, o particulă se poate mișca în orice direcție, așa cum este ilustrat de seria de săgeți. Mișcarea este limitată doar de viteza luminii.
Mai aproape de gaura neagră, spațiu-timp începe să se deformeze. Există mai multe căi care merg spre gaura neagră decât sunt căi de recesiune.

Apoi, concentrația de masă atingând aici cantitatea critică capabilă să deformeze spațiul-timp într-un mod atât de extrem încât posibilele căi ale tuturor particulelor se pot îndoi doar spre zona sa [32] , fără alte căi de evacuare, observatorii externi nu pot obține informații cu privire la evenimentele din limitele sale și acest lucru face imposibilă orice verificare directă. [33]

Pentru observatorii aflați în afara acestei influențe gravitaționale, așa cum este prescris de Relativitate, ceasurile apropiate de gaura neagră par să procedeze mai lent decât cele aflate la distanță de aceasta [34] .

Datorită acestui efect, numit dilatație gravitațională a timpului , din punctele de vedere externe și îndepărtate, un obiect care cade spre o gaură neagră, apropiindu-se de orizontul său de evenimente, pare să fi încetinit în viteza sa până când este nevoie de un timp infinit pentru a ajunge la el [35] . În mod constant, încetinește, de asemenea, orice alt proces fizic și organic în desfășurare. În sincronie cu această încetinire, imaginea sa este supusă binecunoscutului fenomen al gravitației roșii [36] , astfel încât, într-un mod proporțional cu apropierea de orizont, lumina care a făcut obiectul vizibil se deplasează din ce în ce mai mult spre infraroșu până devine imperceptibil.

Dar un observator care cade în gaura neagră observă oricare dintre modificările menționate mai sus în timp ce traversează orizontul evenimentelor. Potrivit ceasului său personal, acesta traversează orizontul evenimentelor după un timp finit, fără a percepe niciun comportament neobișnuit: întrucât pentru fiecare sistem „timpul potrivit” oriunde este sau se desfășoară, prin echivalența relativistă dintre punctele de observare, este invariant. Și în acest caz particular nici măcar nu este capabil să evalueze exact momentul în care trece, deoarece este imposibil să se identifice cu precizie limitele orizontului și poziția față de acesta, de către oricine (sau ce instrument) efectuează măsurători locale. [37] Cu toate acestea, datorită principiului simetriei fizice, el va găsi în spațiul exterior de la orizont un ritm temporal invers proporțional cu cel atribuit de observatorii aflați acolo și adică va vedea o accelerație tendind spre infinitul, o accelerare extremă a evenimentelor cosmice în act. Din același motiv, lumina îndreptată spre el, către orizontul de evenimente al găurii negre, va apărea cu o frecvență ( lungime de undă ) opusă celei din distanță: o schimbare de albastru în loc de o schimbare de roșu [38] .

Forma orizontului evenimentelor unei găuri negre este întotdeauna aproximativ sferică. [39] [40] [41] Pentru cele care nu sunt rotative (sau statice) geometria sa este simetrică (toate punctele limitei sale sunt la fel de îndepărtate de centrul gravitațional), în timp ce pentru găurile negre rotative forma este oblată (mărită de-a lungul axa de rotație) într-o măsură mai mult sau mai puțin pronunțată în funcție de viteza de rotație: efect calculat de Larry Smarr ( Universitatea Stanford ) în 1973 [42] .

Singularitate

În centrul unei găuri negre, așa cum este descris de relativitatea generală, se află o singularitate gravitațională , o regiune în care curbura spațiu-timp devine infinită. [43] Pentru o gaură neagră care nu se rotește, această regiune ia forma unui singur punct, în timp ce pentru o gaură neagră care se rotește este pătată pentru a forma o singularitate în formă de inel situată în planul de rotație. [44] În ambele cazuri, regiunea singulară are un volum zero. Se poate arăta că regiunea singulară conține toată masa găurii negre. [45] Prin urmare, regiunea singulară poate fi considerată ca având densitate infinită.

Observatorii care cad într-o gaură neagră a lui Schwarzschild (adică nerotabili și neîncărcați) nu pot evita transportarea în singularitate odată ce traversează orizontul evenimentelor. Observatorii pot prelungi experiența accelerând spre exterior pentru a-și încetini coborârea, dar într-o anumită măsură; după ce atingeți o anumită viteză ideală, este mai bine să cădeați liber pentru a continua. [46] Când ajung la singularitate, sunt zdrobiți la densitate infinită și masa lor se adaugă la masa totală a găurii negre. Înainte ca acest lucru să se întâmple, acestea au fost totuși sfâșiate prin creșterea forțelor mareelor ​​într-un proces denumit uneori fabricarea spaghetelor sau „efectul pastelor”. [47] În cazul unei găuri negre rotative (Kerr) sau încărcate (Reissner-Nordström), este posibil să se evite singularitatea.

Extinderea acestor soluții pe cât posibil dezvăluie probabilitatea extrem de ipotetic-speculativă a unei ieșiri din gaura neagră către regiuni spațiu-timp diferite și îndepărtate (posibil și alte universuri [48] ), cu gaura care acționează ca o gaură de vierme. [49] Cu toate acestea, această posibilitate până acum nu pare mai mult decât teoretică, deoarece chiar și perturbări ușoare ar fi suficiente pentru a distruge calea. [50] Mai mult decât atât, curbele închise de tip spațiu-timp (care ar permite să se retragă trecutul) în jurul singularităților Kerr nu par imposibile, dar acest lucru ar implica probleme de cauzalitate, cum ar fi paradoxul bunicului . [51]

O parte a comunității științifice consideră că niciunul dintre aceste efecte particulare nu poate apărea într-un tratament cuantic corect al găurilor negre rotative și încărcate. [52] Apariția singularităților în relativitatea generală este de obicei considerată un punct de rupere al teoriei în sine. [53]

Această inadecvare este compensată de utilizarea fizicii cuantice atunci când pentru a descrie aceste procese considerăm efectele cuantice datorate densității extrem de mari a materiei și, prin urmare, interacțiunilor dintre particule conform mecanicii cuantice. Nu a fost încă posibil să se combine efectele cuantice și gravitaționale într-o singură teorie, deși există încercări de a formula o gravitație cuantică . Se crede că o astfel de teorie poate reuși să excludă prezența singularităților și, prin urmare, a problemelor fizice pe care le pun. [54] [55]

Absența singularității centrale conform altor teorii

Pe 10 decembrie 2018, Abhay Ashtekar, Javier Olmedo și Parampreet Singh au publicat o lucrare științifică în domeniul teoriei gravitației inelului care prezice absența singularității centrale în gaura neagră, fără a specifica geometric viitorul materiei în acest moment. modelul Janus propune o explicație [56] [57] [58] . Acest nou studiu oferă aceleași concluzii ca cele obținute din lucrări anterioare bazate pe relativitatea generală [59] [60] [61] [62] [63] [64] [65] [66] [67] [68] [69] .

Sferă fotonică

Sfera fotonică este o limită sferică cu grosime zero, astfel încât fotonii care se mișcă tangenți la sferă sunt prinși într-o orbită circulară. Pentru găurile negre care nu se rotesc, sfera fotonică are o rază de 1,5 ori mai mare decât raza Schwarzschild. Orbitele sunt instabile dinamic, astfel încât orice perturbare mică (cum ar fi o particulă de materie care se încadrează) va crește în timp, fie urmărind o traiectorie exterioară care va scăpa de gaura neagră sau o spirală interioară care va traversa în cele din urmă orizontul evenimentelor. [70] Mentre la luce può ancora sfuggire dall'interno della sfera fotonica, ogni luce che l'attraversi con una traiettoria in entrata sarà catturata dal buco nero. Quindi qualsiasi luce che raggiunga un osservatore esterno dall'interno della sfera fotonica deve essere stata emessa da oggetti all'interno della sfera, ma ancora fuori dell'orizzonte degli eventi. [70] Altri oggetti compatti, come le stelle di neutroni, possono avere sfere fotoniche. [71] Ciò deriva dal fatto che il campo gravitazionale di un oggetto non dipende dalla sua dimensione effettiva, quindi ogni oggetto più piccolo di 1,5 volte il raggio di Schwarzschild corrispondente alla sua massa può effettivamente avere una sfera di fotoni.

Ergosfera

L'ergosfera è uno sferoide oblato al di fuori dell'orizzonte degli eventi dove gli oggetti non possono rimanere fermi

I buchi neri rotanti sono circondati da una regione dello spazio-tempo in cui è impossibile stare fermi chiamata ergosfera. Questo è il risultato di un processo noto come effetto di trascinamento ; la relatività generale predice che qualsiasi massa rotante tenderà a "trascinare" leggermente tutto lo spazio-tempo immediatamente circostante. Qualsiasi oggetto vicino alla massa rotante tenderà a muoversi nella direzione della rotazione. Per un buco nero rotante questo effetto diventa così forte vicino all'orizzonte degli eventi che un oggetto, solo per fermarsi, dovrebbe spostarsi più veloce della velocità della luce nella direzione opposta. [72]

L'ergosfera di un buco nero è delimitata nella sua parte interna dal confine dell'orizzonte degli eventi (esterno) e da un sferoide schiacciato, che coincide con l'orizzonte degli eventi ai poli ed è notevolmente più largo intorno all'equatore. Il confine esterno è talvolta chiamato ergo-superficie. Gli oggetti e le radiazioni normalmente possono sfuggire dall'ergosfera. Attraverso il processo di Penrose, gli oggetti possono emergere dall'ergosfera con energia maggiore di quella d'entrata. Questa energia viene prelevata dalla energia di rotazione del buco nero, facendolo rallentare.

Formazione

Un disco di polvere in orbita attorno a un probabile buco nero supermassiccio ( HST )

Considerando la natura esotica dei buchi neri, può essere naturale domandarsi se tali oggetti possano esistere in natura o asserire che siano soltanto soluzioni "patologiche" delle equazioni di Einstein. Einstein stesso pensò erroneamente che i buchi neri non si sarebbero formati perché ritenne che il momento angolare delle particelle collassate avrebbe stabilizzato il loro moto a un certo raggio. [73] Ciò condusse i relativisti del periodo a rigettare tutti i risultati contrari a questa teoria per molti anni. Tuttavia, una minoranza continuò a sostenere che i buchi neri fossero oggetti fisici [74] e, per la fine del 1960, la maggior parte dei ricercatori era convinta che non vi fosse alcun ostacolo alla formazione di un orizzonte degli eventi.

Penrose dimostrò che una volta formatosi un orizzonte degli eventi, si forma una singolarità da qualche parte all'interno di esso. [75] Poco dopo, Hawking dimostrò che molte soluzioni cosmologiche che descrivono il Big Bang hanno singolarità senza campi scalari o altra materia esotica (cfr. teoremi di singolarità di Penrose-Hawking ). La soluzione di Kerr , il teorema no-hair e le leggi della termodinamica dei buchi neri hanno dimostrato che le proprietà fisiche dei buchi neri sono relativamente semplici, il che li rende "oggetti rispettabili per la ricerca". [76] Si pensa che il processo di formazione primaria per i buchi neri sia il collasso gravitazionale di oggetti pesanti come le stelle, ma ci sono anche processi più esotici che possono portare alla produzione di buchi neri.

Collasso gravitazionale

Verso il termine del proprio ciclo vitale, dopo aver consumato tramite fusione nucleare il 90% dell' idrogeno trasformandolo in elio , nel nucleo della stella si arrestano le reazioni nucleari. 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.

Quando la densità diventa sufficientemente elevata può innescarsi la fusione nucleare dell'elio, in seguito alla quale c'è la produzione di litio , azoto e altri elementi (fino all' ossigeno e 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 a 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 è presente tra gli elettroni .

Se invece il nucleo della stella supera una massa critica, detta limite di Chandrasekhar e pari a 1,44 volte la massa solare , le reazioni possono arrivare fino alla sintesi del ferro . La reazione che sintetizza il ferro per la formazione di elementi più pesanti è endotermica , richiede energia invece che emetterne, quindi il nucleo della stella diventa una massa inerte di ferro e non presentando più reazioni nucleari non c'è più nulla in grado di opporsi al collasso gravitazionale . A questo punto la stella subisce una contrazione fortissima 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, ma in questo caso 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 a una situazione di equilibrio e si forma una stella di neutroni .

Probabile aspetto di un buco nero stellare, non carico e non rotante posto su uno sfondo ricco di stelle. Da notare la luce distorta dalla gravità e l'orizzonte degli eventi. Il buco è pensato con una massa pari a dieci volte quella del Sole e visto da 600 km di distanza. In questa posizione sarebbe necessaria un'accelerazione pari a 4 × 10 8 g per mantenere il distacco costantemente.

Se la massa supera le tre masse solari ( limite di Volkoff-Oppenheimer ) non c'è più niente che possa contrastare la forza gravitazionale. Inoltre, secondo la relatività generale , la pressione interna non viene più esercitata verso l'esterno (in modo da contrastare il campo gravitazionale), ma diventa essa stessa una sorgente del campo gravitazionale rendendo così inevitabile il collasso infinito.

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 . È stato teorizzato che la curvatura infinita dello spaziotempo può far nascere un ponte di Einstein-Rosen o cunicolo spazio-temporale.

A causa delle loro caratteristiche i buchi neri non possono essere "visti" direttamente ma la loro presenza può essere ipotizzata a causa degli effetti di attrazione gravitazionale che esercitano nei confronti della materia vicina e della radiazione luminosa in transito nei paraggi o "in caduta" sul buco.

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 di quello "diretto".

Un altro scenario permette la formazione di buchi neri con massa inferiore alla massa di Chandrasekhar . Anche una quantità arbitrariamente piccola di materia, se compressa da una gigantesca forza esterna, potrebbe in teoria collassare e generare un orizzonte degli eventi molto piccolo. 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.

Buchi neri primordiali

Il collasso gravitazionale richiede una grande densità. Al momento nell'universo queste alte densità si trovano solo nelle stelle, ma nell'universo primordiale, poco dopo il Big Bang , le densità erano molto più elevate, e ciò probabilmente permise la creazione di buchi neri. Tuttavia la sola alta densità non è sufficiente a consentire la formazione di buchi neri poiché una distribuzione di massa uniforme non consente alla massa di convergere. Affinché si formino dei buchi neri primordiali, sono necessarie delle perturbazioni di densità che possano poi crescere grazie alla loro stessa gravità. Vi sono diversi modelli di universo primordiale che variano notevolmente nelle loro previsioni della dimensione di queste perturbazioni. Molti prevedono la creazione di buchi neri, che vanno da una massa di Planck a centinaia di migliaia di masse solari. [77] I buchi neri primordiali potrebbero così spiegare la creazione di qualsiasi tipo di buco nero.

Fenomenologia

La caratteristica fondamentale dei buchi neri è che il loro campo gravitazionale divide idealmente lo spaziotempo in due o più parti separate fra di loro da un orizzonte degli eventi . Un'informazione fisica (come un' onda elettromagnetica o una particella ) potrà oltrepassare un orizzonte degli eventi in una direzione soltanto. Nel caso ideale, e più semplice, di un buco nero elettricamente scarico e non rotante (buco nero di Schwarzschild) esiste un solo orizzonte degli eventi che è una sfera centrata nell'astro e di raggio pari al raggio di Schwarzschild , che è funzione della massa del buco stesso. Una frase coniata dal fisico John Archibald Wheeler , un buco nero non ha capelli , sta a significare che tutte le informazioni sugli oggetti o segnali che cadono in un buco nero vengono perdute con l'eccezione di tre fattori: massa , carica e momento angolare . Il corrispondente teorema è stato dimostrato da Wheeler, che è anche colui che ha dato il nome a questi oggetti astronomici.

In realtà un buco nero potrebbe non essere del tutto nero: esso potrebbe emettere particelle, in quantità inversamente proporzionale alla sua massa, portando a una sorta di evaporazione . Questo fenomeno, proposto dal fisico Stephen Hawking nel 1974 , è noto come radiazione di Hawking ed è alla base della termodinamica dei buchi neri . Alcune sue osservazioni sull' orizzonte degli eventi dei buchi neri, inoltre, hanno portato alla formulazione del principio olografico . Esiste una simulazione, effettuata al computer da alcuni ricercatori sulla base di osservazioni, che mostra l'incontro di una stella simile al Sole con un buco nero supermassiccio, dove la stella viene "triturata" e mentre alcuni detriti stellari "cadono" nel buco nero, altri vengono espulsi nello spazio a velocità elevata. [78] [79] Un gruppo di astronomi analizzando i dati del Chandra X-ray Observatory della NASA ha invece scoperto l'espulsione di un buco nero ad altissima velocità dal centro di una galassia, dopo la fusione di due galassie . [80]

Altri effetti fisici sono associati all'orizzonte degli eventi, in particolare per la relatività generale il tempo proprio di un osservatore in caduta libera, agli occhi di un osservatore distante, appare più lento con l'aumentare del campo gravitazionale fino ad arrestarsi completamente sull'orizzonte. Quindi un astronauta che stesse precipitando verso un buco nero , se potesse sopravvivere all'enorme gradiente del campo gravitazionale, non percepirebbe nulla di strano all'avvicinarsi dell'orizzonte; al contrario un osservatore esterno vedrebbe i movimenti dello sfortunato astronauta rallentare progressivamente fino ad arrestarsi del tutto quando si trova a distanza uguale al raggio di Schwarzschild dal centro del buco nero.

Al contrario degli oggetti dotati di massa, i fotoni non vengono rallentati o accelerati dal campo gravitazionale del buco nero, ma subiscono un fortissimo spostamento verso il rosso (in uscita) o verso il blu (in entrata). Un fotone prodotto o posto esattamente sull'orizzonte degli eventi, diretto verso l'esterno del buco nero, subirebbe un tale spostamento verso il rosso da allungare all'infinito la sua lunghezza d'onda (la sua energia quindi diminuirebbe scendendo all'incirca a zero).

Uno dei primi oggetti nella Via Lattea candidati a essere un buco nero fu la sorgente di raggi X chiamata Cygnus X-1 . Si ipotizza che enormi buchi neri (di massa pari a milioni di volte quella del Sole ) esistano al centro delle galassie , la nostra e nella galassia di Andromeda . In questo caso si definiscono buchi neri supermassicci , la cui esistenza può essere verificata in modo indiretto misurando l'effetto sulla materia circostante del loro intenso campo gravitazionale. Nel nucleo centrale della nostra galassia, in particolare, si osserva l'esistenza di una forte sorgente radio ma molto compatta - nota come Sagittarius A* - la cui alta densità risulta compatibile solo con la struttura di un buco nero. Attualmente si calcola che le galassie osservabili abbiano di norma tale genere di buco nero nel loro nucleo: ciò permette anche di spiegare la forte emissione radiativa delle galassie attive (considerando la sequenza che comprende galassie come la nostra fino ai QSO ). In pratica una trasformazione d'energia gravitazionale in energia elettromagnetica e cinetica attraverso la rotazione di ogni disco di accrescimento gassoso che tipicamente circonda i buchi neri. [81]

Modelli fisici e modelli matematici

Effetto lente gravitazionale causato dal passaggio di una galassia dietro a un buco nero in primo piano

Un analogo fisico di un buco nero è il comportamento delle onde sonore in prossimità di un ugello de Laval : una strozzatura utilizzata negli scarichi dei razzi che fa passare il flusso dal regime subsonico a supersonico . Prima dell'ugello le onde sonore possono risalire il flusso del getto, mentre dopo averlo attraversato ciò è impossibile perché il flusso è supersonico, quindi più veloce del suono. Altri analoghi possono essere le onde superficiali in un liquido in moto in un canale circolare con altezza decrescente, un tubo per onde elettromagnetiche la cui velocità è alterata da un laser , una nube di gas di forma ellissoidale in espansione lungo l'asse maggiore.

Tutti questi modelli, se raffreddati fino alla condizione di condensato di Bose - Einstein , dovrebbero presentare l'analogo della radiazione di Hawking , e possono essere usati per correggere le previsioni di quest'ultima: come un fluido ideale, la teoria di Hawking considera la velocità della luce (suono) costante, indipendentemente dalla lunghezza d'onda (comportamento detto di Tipo I ). Nei fluidi reali la velocità può aumentare ( Tipo II ) o diminuire ( Tipo III ) all'aumentare della lunghezza d'onda . Analogamente dovrebbe avvenire con la luce, ma se il risultato fosse che lo spazio tempo diffonde la luce come il Tipo II o il Tipo III, andrebbe modificata la relatività generale, cosa già nota perché per le onde con lunghezza d'onda prossima alla lunghezza di Planck diventa significativa la gravitazione quantistica .

Restando invece nel campo relativistico (ossia relativo alla teoria della relatività ), poiché per descrivere un buco nero sono sufficienti tre parametri - massa , momento angolare e carica elettrica - i modelli matematici derivabili come soluzioni dell'equazione di campo della relatività generale si riconducono a quattro:

Buco nero di Schwarzschild

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Spazio-tempo di Schwarzschild .

È la soluzione più semplice in quanto riguarda oggetti non rotanti e privi di carica elettrica, ma è anche piuttosto improbabile nella realtà, poiché un oggetto dotato anche di una minima rotazione una volta contratto in buco nero deve aumentare enormemente la sua velocità angolare in virtù del principio di conservazione del momento angolare .

Buco nero di Kerr

Deriva da oggetti rotanti e privi di carica elettrica, caso che presumibilmente corrisponde alla situazione reale. Buco nero risultante dal collasso di una stella in rotazione nel quale la singolarità non è più un punto, ma assume la forma di un anello a causa della rotazione. Per questa ragione si formeranno non uno ma due orizzonti degli eventi distinti. La rotazione del buco nero fa sì che si formi la cosiddetta ergosfera . Questa è la zona immediatamente circostante all'orizzonte esterno causata dall'intenso campo gravitazionale dove lo spaziotempo oltre a essere curvato entra in rotazione trascinato dalla rotazione del buco nero come un gigantesco vortice.

Buco nero di Kerr-Newman

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Buco nero di Kerr-Newman .

Riguarda la situazione in cui si ha sia rotazione sia la carica elettrica ed è la soluzione più generale. In tale situazione lo spazio tempo non sarà asintoticamente piatto a causa della presenza del campo elettromagnetico .

Buco nero di Reissner - Nordström

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Metrica di Reissner-Nordström .

È il caso di un buco nero dotato di carica elettrica ma non rotante. Valgono le stesse considerazioni fatte sul buco nero di Kerr-Newman a proposito del comportamento asintotico.

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Relatività generale § Soluzioni dell'equazione di campo .

Primati

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: TON 618 .

Per quanto riguarda i buchi neri supermassicci, TON 618 è un quasar distante 10,4 miliardi di anni luce dalla Terra che contiene un buco nero con massa pari a 66 miliardi di masse solari, il quale è, a oggi, il più grande buco nero mai scoperto.

Per quanto invece riguarda i buchi neri stellari, nel novembre del 2019 è stata annunciata su Nature la scoperta di un buco nero stellare di massa pari a 70 masse solari. Tale buco nero, ribattezzato LB-1 B (o LB-1 *) e distante circa 13 800 anni luce dalla Terra, fa parte di un sistema binario chiamato LB-1 ed è, a oggi, un enigma per gli astrofisici, poiché la sua massa è molto più grande di quanto fosse mai stato ipotizzato in base agli odierni modelli di evoluzione stellare. [82]

Ipotesi alternative

Stelle nere

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella nera (astronomia) .

Prima dello scatto della foto all' orizzonte degli eventi del buco nero M87, alcuni scienziati avevano messo in dubbio l'esistenza di tali oggetti come sono attualmente definiti e avevano ipotizzato che i corpi celesti identificati attualmente come buchi neri ma fino ad allora solo osservati indirettamente fossero in realtà "stelle nere" prive di orizzonte degli eventi. « Noi abbiamo dimostrato che certi effetti quantistici possono impedire ai buchi neri di formarsi, producendo invece un oggetto chiamato "stella nera", che non arriverebbe a densità infinita e non sarebbe avvolto dall'orizzonte degli eventi .» [83] Tali scienziati hanno visto come la definizione attuale di buco nero provochi alcuni paradossi: uno di questi è quello della perdita di informazioni. Questo paradosso consiste nel fatto che un buco nero, che contiene al suo interno un'enorme quantità di informazioni, evapori emettendo la radiazione di Hawking , che tuttavia non porta con sé nessuna informazione. Di conseguenza, durante l'evaporazione del buco nero, le informazioni contenute in esso svaniscono nel nulla. Questa perdita di informazioni contraddice una proprietà fondamentale della meccanica quantistica, l'unitarietà, secondo cui nessuna informazione può essere distrutta e costituisce il cosiddetto paradosso dell'informazione dei buchi neri .

Secondo la teoria delle stelle nere alcuni effetti quantistici (RSET) controbilancerebbero l' attrazione gravitazionale , impedendo così alla stella collassante di diventare un buco nero. Esse diventerebbero invece stelle nere che hanno alcune proprietà osservabili in comune con i buchi neri, ma anche molte differenze. Esse sarebbero infatti corpi materiali estremamente densi, fatti di materia densa e privi di orizzonte degli eventi . Sarebbero estremamente fioche a causa di un intenso spostamento verso il rosso della luce da loro emessa. Potrebbero emettere una radiazione analoga a quella di Hawking ma in questo caso non ci sarebbe perdita di informazioni (in quanto le radiazioni emesse dalle stelle nere, a differenza di quella di Hawking, trasporterebbero informazioni) e dunque il principio di unitarietà non verrebbe violato.

Poco prima della sua scomparsa, lo stesso Hawking pubblicò un articolo secondo cui le perturbazioni quantistiche in prossimità dell'orizzonte degli eventi permettono alla radiazione a lui intitolata di trasportare informazione (non essendo quindi prettamente termica) e grazie al principio di corrispondenza AdS/CFT l'informazione venga comunque conservata. [84]

Gravastar

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Gravastar .

Sono stelle di energia oscura di cui si è parlato ufficialmente per la prima volta nel 2005 al Lawrence Livermore National Laboratory in California . Il fisico George Chapline le ha presentate affermando che secondo la meccanica quantistica i buchi neri non sarebbero concepibili.

Fuzzball

Nel 2002 lo scienziato e astronomo Samir Mathur ha proposto una variante del modello dei buchi neri nel contesto della teoria delle stringhe . In questo modello si prevede che esista una regione di spazio in cui materia e radiazione possono risultare definitivamente intrappolati, come avviene per i buchi neri, ma il confine di tale regione (l' orizzonte degli eventi ) non sarebbe una superficie in senso classico se visto a una scala microscopica . Per questo modello, quindi, è stato proposto il nome "fuzzball" , ossia "palla pelosa".

Principio olografico

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Principio olografico .
Fuochi d'artificio vicino a un buco nero nella galassia NGC 4151 ( HST )

Nel 1972 lo scienziato e astronomo Jacob Bekenstein si domandò cosa accade a un oggetto con entropia, ad esempio un gas caldo, quando varca l'orizzonte degli eventi: se essa scomparisse ciò comporterebbe una violazione delsecondo principio della termodinamica , in quanto il contenuto aleatorio del gas scomparirebbe, una volta assorbito dal buco nero. La seconda legge può essere salvaguardata solo se si considerano i buchi neri come oggetti aleatori, con una enorme entropia, il cui incremento compensi abbondantemente l'entropia contenuta nel gas risucchiato. Il principio olografico trae origine dai calcoli effettuati sulla termodinamica dei buchi neri, che implicano che l'entropia massima possibile contenuta in una regione sia proporzionale alla superficie che racchiude la regione, non al suo volume, come ci si aspetterebbe (ovvero al quadrato del raggio, non al cubo).

Nel caso specifico del buco nero, la teoria comporta che il contenuto informativo caduto nel buco nero sia interamente contenuto nelle fluttuazioni superficiali dell'orizzonte degli eventi. Nel 1981 il fisico Stephen Hawking sollevò il paradosso informativo, dovuto all'entropia e conseguente evaporazione dei buchi neri, da lui stesso calcolata per altra via a partire dalle fluttuazioni quantistiche appena sopra l'orizzonte degli eventi, attraverso essa, sempre secondo Hawking, sarebbe scomparsa l'informazione intrappolata dall'orizzonte.

Nel 1993 il fisico Leonard Susskind propose una soluzione del paradosso basata sul principio della Complementarità (mutuato dalla fisica quantistica), per cui il gas in caduta entrerebbe "o" non entrerebbe dentro l'orizzonte, a seconda del punto di vista: da un punto di vista esterno un osservatore vedrebbe le stringhe, ovvero i componenti più elementari del gas, allargare le loro spire fino ad abbracciare la superficie dell'orizzonte degli eventi, dove si manterrebbe tutta l'informazione senza alcuna perdita per l'esterno, nemmeno in conseguenza della successiva evaporazione, mentre, per un osservatore che seguisse il gas in caduta, l'attraversamento dell'orizzonte avverrebbe, e avverrebbe senza particolari fenomeni di soglia, in conformità al principio relativistico (primo postulato della relatività ristretta), verso la singolarità. Il principio olografico risolverebbe dunque il paradosso informativo, nel contesto della teoria delle stringhe .


Altri oggetti affini ai buchi neri ipotizzati in via teorica

Sono state studiate a più riprese (a incominciare da Albert Einstein e Nathan Rosen negli anni trenta ) altre soluzioni delle equazioni della relatività generale con singolarità dette buchi bianchi . Sono anche state ipotizzate, sempre a livello teorico, soluzioni ottenute per incollamento di due soluzioni con singolarità. Questi sono detti ponti di Einstein-Rosen o wormholes . Le possibili (controverse) interpretazioni fisiche di soluzioni di questo tipo hanno acceso la fantasia di numerosi scrittori di fantascienza.

Note

  1. ^ Da rilevare che non si tratta di una vera e propria fotografia ma del risultato dell'elaborazione di enormi quantità di dati non completi e troppo pesanti per essere spediti via Internet. Gli hard disk hanno viaggiato in aereo verso i due centri di calcolo dove si trovano i supercomputer altamente specializzati: all'Haystack Observatory del Mit, nel Massachusetts, e l'altro al Max Planck Institut fur Radioastronomie, a Bonn. (in Il Post.it , 10 aprile 2019 )
  2. ^ Ecco la foto del secolo, è la prima di un buco nero , su ansa.it , ANSA , 10 aprile 2019. URL consultato il 10 aprile 2019 .
  3. ^ Wald Robert M. (1984). General Relativity . University of Chicago Press, pp. 299. ISBN 978-0-226-87033-5 .
  4. ^ “Volume interno di un Buco Nero” Archivio Pubblicazioni Università Cornell
  5. ^ Si veda il saggio di Kip Thorne del 1994 "Buchi neri e salti temporali" e nello specifico il capitolo III: "La scoperta e il rifiuto dei buchi neri".
  6. ^ ( EN ) J. Michell, On the means of discovering the distance, magnitude etc. of the fixed stars , in Philosophical Transactions of the Royal Society , 1784.
  7. ^ Introduction to the Theory of Black Holes. , Institute for Theoretical Physics / Spinoza Institute. pp. 47–48.
  8. ^ Chandrasekhar and his limit. , Universities Press. p. 89. ISBN 81-7371-035-X .
  9. ^ American Journal of Physics, 49 (5): 394–400. Bibcode:1981AmJPh..49..394D. doi:10.1119/1.12686.
  10. ^ Stellar evolution. , AK Peters. p. 105. ISBN 1-56881-012-1 .
  11. ^ Physical Review, 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374
  12. ^ "Introducing the black hole". , Physics Today (1): 30–41.
  13. ^ A. Einstein, Annals of Mathematics , 2nd Ser., Vol. 40, No. 4. (Oct. 1939), p. 936
  14. ^ Oppenheimer, JR and Snyder, H. (1939). “On Continued Gravitational Contraction,” Physical Review. 56, 455.
  15. ^ A. Raychaudhuri, Phys. Rev. 89 (1953) p. 417
  16. ^ Scott A. Hughes, " Trust but verify: The case for astrophysical black holes
  17. ^ [Solitamente, gli astronomi italiani preferiscono usare la dizione inglese "No hair theorem"; la presente traduzione in italiano è stata proposta dal traduttore Emanuele Vinassa de Regny.
  18. ^ "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond" , Living Reviews in Relativity 1 (6). Archived from the original on 1999/02/03. Retrieved 2011-02-08.
  19. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, p. 253. ISBN 0-8053-8732-3 ., le note su cui si basa il libro sono disponibili gratuitamente nel sito Archiviato il 13 giugno 2007 in Internet Archive . di Sean Carroll
  20. ^ [Thorne, KS; Price, RH (1986). Black holes: the membrane paradigm. Yale University Press. ISBN 978-0-300-03770-8 .
  21. ^ "The Black Hole Information Loss Problem" Archiviato il 22 gennaio 2009 in Internet Archive ., Usenet Physics FAQ. Retrieved 2009-03-24.
  22. ^ "Black holes and information: A crisis in quantum physics" , Caltech Theory Seminar.
  23. ^ [Schwarzschild, K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 7: 189–196. and Schwarzschild, K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften 18: 424–434.
  24. ^ Hawking SW ; Ellis GFR (1973). Scale Structure of space time. Cambridge University Press, Appendice B. ISBN 0-521-09906-4 .
  25. ^ Perspectives on Astronomy , Cengage Learning, p. 167, ISBN 0-495-11352-2
  26. ^ [Shapiro, SL; Teukolsky, SA (1983). Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects. John Wiley and Sons. p. 357. ISBN 0-471-87316-0 .
  27. ^ Wald Robert M. (1997). "Gravitational Collapse and Cosmic Censorship". arXiv:gr-qc/9710068 [gr-qc].
  28. ^ "Numerical Approaches to Spacetime Singularities" , Living Reviews in Relativity 5. Retrieved 2007-08-04.
  29. ^ [McClintock, JE; Shafee, R.; Narayan, R.; Remillard, RA; Davis, SW; Li, L.-X. (2006). "The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105". Astrophysical Journal 652 (1): 518–539. arXiv:astro-ph/0606076. Bibcode:2006ApJ...652..518M. doi:10.1086/508457.
  30. ^ Plutone ei Pianeti Nani: caratteristiche e orbita , in Oilproject . URL consultato il 27 maggio 2018 .
  31. ^ Robert M. (1984). General Relativity . University of Chicago Press, pp. 124–125. ISBN 978-0-226-87033-5 .
  32. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, Ch. 5.4 and 7.3. ISBN 0-8053-8732-3 .,
  33. ^ [Wheeler, J. Craig (2007). Cosmic Catastrophes (2nd ed.). Cambridge University Press. ISBN 0-521-85714-7 ., p. 179.
  34. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, Ch. 5.4 and 7.3. ISBN 0-8053-8732-3 .
  35. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, p.218. ISBN 0-8053-8732-3 .,
  36. ^ "Inside a black hole" , Knowing the universe and its secrets. Retrieved 2009-03-26.
  37. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, p.222. ISBN 0-8053-8732-3 .
  38. ^ Vedi paragrafo "L'orizzonte degli eventi", capitolo XXXIII "Il buco nero", del saggio: "INFINITO. Viaggio ai limiti dell'universo" di Tullio Regge . Seconda edizione maggio 1995. Arnoldo Mondatori Editore SpA, Milano.
  39. ^ [Questo è vero solo per uno spazio-tempo a 4 dimensioni. In dimensioni superiori esistono topologie differenti dell'orizzonte, come gli anelli neri.
  40. ^ "Black Holes in Higher Dimensions" Archiviato il 27 marzo 2011 in Internet Archive ., Living Reviews in Relativity 11 (6). arXiv:0801.3471. Bibcode:2008LRR....11....6E. Retrieved 2011-02-10.
  41. ^ [Obers, NA (2009). "Black Holes in Higher-Dimensional Gravity". In Papantonopoulos, Eleftherios. Lecture Notes in Physics 769: 211–258. arXiv:0802.0519. doi:10.1007/978-3-540-88460-6.
  42. ^ Kip. Thorne. Buchi neri e salti temporali. Cap.VII. pag.303. Edizioni Specchi (Castelvecchi) 2015. .
  43. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, p.205. ISBN 0-8053-8732-3 .
  44. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, p.264-265. ISBN 0-8053-8732-3 .,
  45. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, p.252. ISBN 0-8053-8732-3 .
  46. ^ [Lewis, GF; Kwan, J. (2007). "No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon". Publications of the Astronomical Society of Australia 24 (2): 46–52. arXiv:0705.1029. Bibcode:2007PASA...24...46L. doi:10.1071/AS07012.
  47. ^ [Wheeler, J. Craig (2007). Cosmic Catastrophes (2nd ed.). Cambridge University Press., p. 182. ISBN 0-521-85714-7
  48. ^ Vedi diagrammi di Penrose per buco nero di Kerr estremo in William J.Kaufmann "Le Nuove Frontiere Dell'Astronomia" cap.11 "Buchi neri rotanti" pg.188 e "La geometria della soluzione di Kerr" pp. 204-207. Sansoni Editore 1980. .
  49. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, pp. 257–259 and 265–266. ISBN 0-8053-8732-3 .,
  50. ^ "Black holes: the inside story" , Physics World 9 (1): 34–37. Bibcode:1996PhyW....9...34D.
  51. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley., pag.266. ISBN 0-8053-8732-3 .
  52. ^ [Poisson, E.; Israel, W. (1990). "Internal structure of black holes". Physical Review D 41 (6): 1796. Bibcode:1990PhRvD..41.1796P. doi:10.1103/PhysRevD.41.1796.
  53. ^ Wald Robert M. (1984). General Relativity . University of Chicago Press, pp. 212. ISBN 978-0-226-87033-5 .
  54. ^ "Black Holes and Quantum Gravity" , Cambridge Relativity and Cosmology. University of Cambridge. Retrieved 2009-03-26.
  55. ^ "Ask an Astrophysicist: Quantum Gravity and Black Holes" , NASA. Retrieved 2009-03-26.
  56. ^ Abhay Ashtekar, Javier Olmedo e Parampreet Singh, Quantum Transfiguration of Kruskal Black Holes , in Physical Review Letters , vol. 121, n. 24, 10 dicembre 2018, p. 241301, Bibcode : 2018PhRvL.121x1301A , DOI : 10.1103/PhysRevLett.121.241301 , PMID 30608746 , arXiv : 1806.00648 .
  57. ^ ( EN ) Carlo Rovelli, Viewpoint: Black Hole Evolution Traced Out with Loop Quantum Gravity , in Physics , vol. 11, 10 dicembre 2018.
  58. ^ ( FR ) Thomas Boisson, La gravité quantique à boucles fait disparaître la singularité centrale des trous noirs , su Trust My Science , 21 dicembre 2018. URL consultato il 22 dicembre 2018 .
  59. ^ LS Abrams, Alternative space-time for the point mass , in Physical Review D , vol. 20, n. 10, 15 novembre 1979, pp. 2474-2479, Bibcode : 1979PhRvD..20.2474A , DOI : 10.1103/PhysRevD.20.2474 , arXiv : gr-qc/0201044 .
  60. ^ Abrams, LS (1989). "Black Holes: The Legacy of Hilbert's Error". Canadian Journal of Physics 67 (9): 919–926. doi:10.1139/p89-158. arXiv:gr-qc/0102055.
  61. ^ S. Antoci e D.-E. Liebscher, <137::AID-ASNA137>3.0.CO;2-1 Reconsidering Schwarzschild's original solution , in Astronomische Nachrichten, Issn2=1521-3994 , vol. 322, n. 3, luglio 2001, pp. 137-142, Bibcode : 2001AN....322..137A , DOI : 10.1002/1521-3994(200107)322:3<137::AID-ASNA137>3.0.CO;2-1 , ISSN 0004-6337 ( WC · ACNP ) , arXiv : gr-qc/0102084 .
  62. ^ Salvatore Antoci, David Hilbert and the origin of the "Schwarzschild solution" , in Meteorological and Geophysical Fluid Dynamics , 21 ottobre 2003, p. 343, Bibcode : 2004mgfd.book..343A , arXiv : physics/0310104 .
  63. ^ Pierre Fromholz, Eric Poisson e Clifford M. Will, The Schwarzschild metric: It's the coordinates, stupid! , in American Journal of Physics, Issn2=1943-2909 , vol. 82, n. 4, aprile 2014, pp. 295-300, Bibcode : 2014AmJPh..82..295F , DOI : 10.1119/1.4850396 , ISSN 0002-9505 ( WC · ACNP ) , arXiv : 1308.0394 .
  64. ^ Igor Mol, Revisiting the Schwarzschild and the Hilbert-Droste Solutions of Einstein Equation and the Maximal Extension of the Latter , su arxiv.org , 10 marzo 2014.
  65. ^ ( EN ) Jean-Pierre Petit, Black holes do not exist , in Researchgate , aprile 2014.
  66. ^ ( FR ) Les trous noirs n'existent pas - Partie 1 [ collegamento interrotto ] , in La Voie de la Russie / Sputnik News , 30 giugno 2014.
  67. ^ ( FR ) Les trous noirs n'existent pas - Partie 2 [ collegamento interrotto ] , in La Voie de la Russie - SputnikNews , 1º luglio 2014.
  68. ^ ( EN ) Jean-Pierre Petit, Schwarzschild 1916 seminal paper revisited : A virtual singularity , ResearchGate, 4 luglio 2016.
  69. ^ Jean-Pierre Petit e G. D'Agostini, Cancellation of the central singularity of the Schwarzschild solution with natural mass inversion process , in Modern Physics Letters A , vol. 30, n. 09, 27 febbraio 2015, p. 1550051, DOI : 10.1142/S0217732315500510 . URL consultato il 14 gennaio 2019 .
  70. ^ a b [Nitta, Daisuke; Chiba, Takeshi; Sugiyama, Naoshi (September 2011), "Shadows of colliding black holes", Physical Review D 84 (6), arXiv:1106.242, Bibcode:2011PhRvD..84f3008N, doi:10.1103/PhysRevD.84.063008
  71. ^ [Nemiroff, RJ (1993). "Visual distortions near a neutron star and black hole". American Journal of Physics 61 (7): 619. arXiv:astro-ph/9312003. Bibcode:1993AmJPh..61..619N. doi:10.1119/1.17224.
  72. ^ [Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, Ch. 6.6 ISBN 0-8053-8732-3 .
  73. ^ [Einstein, A. (1939). "On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses". Annals of Mathematics 40 (4): 922–936. doi:10.2307/1968902.
  74. ^ [Kerr, RP (2009). "The Kerr and Kerr-Schild metrics". In Wiltshire, DL; Visser, M.; Scott, SM The Kerr Spacetime. Cambridge University Press. arXiv:0706.1109. ISBN 978-0-521-88512-6 .
  75. ^ Penrose R. (1965). ["Gravitational Collapse and Space-Time Singularities". Physical Review Letters 14 (3): 57. Bibcode:1965PhRvL..14...57P. doi:10.1103/PhysRevLett.14.57.
  76. ^ Stephen Hawking e Roger Penrose (gennaio 1970). "The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology". Proceedings of the Royal Society A 314 (1519): 529–548. Bibcode:1970RSPSA.314..529H. doi:10.1098/rspa.1970.0021. JSTOR 2416467.
  77. ^ [Carr, BJ (2005). "Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?". In Suzuki, H.; Yokoyama, J.; Suto, Y. et al. Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology. Universal Academy Press. arXiv:astro-ph/0511743. ISBN 4-946443-94-0 .
  78. ^ NASA - Black Hole Caught Red-Handed in a Stellar Homicide
  79. ^ La stella dilaniata da un buco nero - Wired.it
  80. ^ Come cacciare un buco nero dalla propria galassia - Wired.it
  81. ^ Il percorso della ricerca condotta, allora ancora in divenire, per approdare a tali conclusioni è ben sintetizzato nel saggio astrofisico scritto e pubblicato nel 1992 e aggiornato nel 1999 da Margherita Hack "L'universo alle soglie del Duemila" cap.settimo pp.86-87 e cap.decimo pp.185-189. Superbur saggi-Biblioteca Universale Rizzoli 1999 .
  82. ^ Quel buco nero non dovrebbe esistere , INAF, 27 novembre 2019. URL consultato il 28 novembre 2019 .
  83. ^ Le scienze numero 496, Stelle nere non buchi neri , pag. 62
  84. ^ Phys. Rev. D 72, 084013 (2005): Information loss in black holes

Bibliografia

  • A. Einstein, Zur allgemeinen Relativitatstheorie , Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften (1915) 778, Addendum-ibid. (1915) 799
  • K. Schwarzschild, On the gravitational field of a sphere of incompressible fluid according to Einstein's theory , Sitzungsber. Preuss. Akad. Wiss. Berlin (Math. Phys.) 1916 (1916) 424-434
  • MD Kruskal, Maximal Extension of Schwarzschild Metric , Phys. Rev. 119, 1743 (1960)
  • R. Kerr, Gravitational field of a spinning mass as an example of algebraically special metrics , Physical Review Letters 11 237-238 (1963).
  • RH Boyer, RW Lindquist, Maximal analytic extension of the Kerr metric , J. Math. Phys. 8, 265-81 (1967)
  • Jacob Bekenstein, Buchi neri, comunicazione, energia , Di Renzo Editore
  • Stephen Hawking, Dal big bang ai buchi neri. Breve storia del tempo , Rizzoli, Milano, 2000
  • Stephen Hawking, Dove il tempo si ferma. La nuova teoria sui buchi neri , Rizzoli, 2016
  • Immanuel Kant, Metaphysiche Anfangsgründe der Naturwissenschaft , ediz. II, pag. 33
  • John Taylor, I buchi neri. La fine dell'universo? , Eco, Milano, 2002
  • Kip Thorne, Buchi neri e salti temporali. L'eredità di Einstein , Castelvecchi, 2017
  • Mitchell Begelman, L'attrazione fatale della gravità. I buchi neri dell'universo , Zanichelli, Bologna, 1997
  • H. Stephani, D. Kramer, M. MacCallum, C.Hoenselaers, and E. Herlt, Exact Solutions of Einstein's Field Equations , (Cambridge University Press, 2002).

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità Thesaurus BNCF 17881 · LCCN ( EN ) sh85014574 · GND ( DE ) 4053793-6 · BNF ( FR ) cb11933630s (data) · BNE ( ES ) XX528239 (data) · NDL ( EN , JA ) 00561056
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Buco_nero&oldid=122539174 "