Buco nero: differenze tra le versioni

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[[File:EHT Saggitarius A black hole.tif|thumb|La prima prova visiva diretta della presenza di un buco nero al centro della nostra Galassia, la Via Lattea. È stata catturata dall'[[Event Horizon Telescope]] (EHT), un array che collega otto radio osservatori esistenti in tutto il pianeta per formare un unico telescopio virtuale delle dimensioni della Terra. La foto è stata pubblicata il 12 maggio 2022]]

[[File:Black hole - Messier 87.jpg|thumb|right|L'Una immagine dellche documenta l'[[orizzonte degli eventi]] del [[buco nero supermassiccio]] al centro della galassia [[Galassia Virgo A|Messier 87]], proposta nel 2019 grazie a due anni di rilevamenti dei [[Radiotelescopio|radiotelescopi]] dell'[[Event Horizon Telescope]]<ref>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 [https://www.ilpost.it/2019/04/10/immagine-buco-nero-foto/ ''Il Post.it'', 10 aprile 2019])</ref>. Nell'immagine si può osservare l'«ombra» del buco nero: la materia attrattain alcaduta suoverso internol'orizzonte, riscaldandosi, emette luce osservabile parzialmente grazie ai radiotelescopi, rendendo osservabile la zona "in ombra" all'internocostituita del buco nero.<ref>{{cita web|url=http://www.ansa.it/canale_scienza_tecnica/notizie/spazio_astronomia/2019/04/10/ecco-la-foto-del-secolo-e-la-prima-di-un-buco-nero_3414097d-9364-492c-ad9a-18027bbd8495.html|titolo=Ecco la foto del secolo, è la prima di un buco nero|data=10 aprile 2019|accesso=10 aprile 2019|sito=ansa.it|editore=[[ANSA]]}}</ref>]]

[[File:Hs-1995-47-a-full tif.tif|thumb|Buco nero al centro della galassia [[NGC 4261]], distante 100 milioni di anni luce da noi, nella costellazione della Vergine. In base alla velocità di rotazione del disco che lo circonda, la sua massa è stimata a 1,2 miliardi di masse solari, pur occupando uno spazio non più grande del Sistema Solare.]]

In [[astrofisica]], un '''buco nero''' è un [[corpo celeste]] con un [[campo gravitazionale]] così intenso da non lasciare sfuggire né la [[materia (fisica)|materia]], né la [[radiazione elettromagnetica]], ovvero, da un punto di vista [[relatività generale|relativistico]], una regione dello [[spaziotempo]] con una [[curvatura]] talmente grandealta) che nulla dal suo interno non può uscirneuscire nulla, nemmeno la [[luce]]<ref>Wald Robert M. (1984). [http://books.google.com/books?id=9S-hzg6-moYC General Relativity]. University of Chicago Press, pp. 299. ISBN 978-0-226-87033-5.</ref> essendo la [[velocità di fuga]] superiore a [[velocità della luce|''c'']].

Il buco nero è il risultato di implosioni di masse sufficientemente elevate. La gravità domina su qualsiasi altra forza, sicché si verificadeterminando un [[collasso gravitazionale]] che tende a concentrare lo spaziotempo in un punto<ref>[https://arxiv.org/abs/0801.1734 “Volume interno di un Buco Nero” Archivio Pubblicazioni Università Cornell]</ref> al centro della regione, dove è teorizzato uno stato della materia di curvatura tendente ada infinito e volume tendente a zero chiamato [[Singolarità gravitazionale|''singolarità'']], con caratteristiche sconosciute ed estranee alle leggi della [[relatività generale]]. Il limite del buco nero è definito [[orizzonte degli eventi]], regione che ne delimita in modo peculiare i confini osservabili.

Per le suddette proprietà, il buco nero non è osservabile direttamente. La sua presenza si rivela solo indirettamente mediante i suoi effetti sullo spazio circostante: le interazioni gravitazionali con altri corpi celesti e le loro emissioni, le irradiazioni principalmente elettromagnetiche della materia catturata dal suo campo di forza.

Nel corso dei decenni successivi alla pubblicazione della [[relatività generale]], base teorica della loro esistenza, vennero raccolte numerose osservazioni interpretabili, pur non sempre univocamente, come prove della presenza di buchi neri, specialmente in alcune [[galassia attiva|galassie attive]] e sistemi stellari di [[stella binaria a raggi X|binarie X]].<ref>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".</ref>

L'esistenza di tali oggetti è oggi definitivamente dimostrata e via via ne vengono individuati di nuovi con massa molto variabile, da valori di circa 5 fino a miliardi di [[Massa solare|masse solari]] fino a miliardi.

Il nometermine “buco"buco nero”nero" vennefu utilizzato a partireconiato dal 1967, quandofisico [[John Archibald Wheeler]], inche unlo suo discorso, cominciòutilizzò a utilizzarepartire ildal termine1967 perin riferirsi,un appunto,suo ai buchi neri,discorso a seguito del suggerimento di uno spettatore mai identificato.<ref>C. Impey, ''I Mostri di Einstein'', (Codice Edizioni, 2021)</ref>

== Storia ==

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Nel [[1783]] lo scienziato inglese [[John Michell]] suggerì in una lettera a [[Henry Cavendish]] (successivamente pubblicata nei rendiconti della [[Royal Society]]<ref>{{cita pubblicazione|nome= J.|cognome= Michell |titolo= On the means of discovering the distance, magnitude etc. of the fixed stars |rivista= Philosophical Transactions of the Royal Society |anno= 1784|lingua=en}}</ref>) che la velocità di fuga da un corpo celeste potrebbe risultare superiore alla velocità della luce, dando luogo a quella che egli chiamò una "stella oscura" (''dark star''). Nel [[1798]] [[Pierre-Simon Laplace|Pierre-Simon de Laplace]] riportò quest'idea nella prima edizione del suo ''Traité de mécanique céleste''.

Da un punto di vista relativistico invece, unil concetto di buco nero venne teorizzato dal fisico [[Karl Schwarzschild]] nel 1916, solo un anno dopo la pubblicazione della [[Relatività generale|teoria della relatività generale]]. Nella relatività generale il campo gravitazionale viene descritto come deformazione dello [[spaziotempo]] causata da un oggetto molto massiccio, e la velocità della luce è una costante limite. Esplorando alcune soluzioni alle equazioni della teoria, Schwarzschild calcolò che un corpo ipoteticamente dotato di altissima [[densità]] produrrebbe nelle sue vicinanze una deformazione tale che la luce in allontanamento da esso tenderebbe a subire uno [[spostamento verso il rosso gravitazionale]] infinito. Il concetto teorizzato da Schwarzschild dipende dalla ''densità'' dell'oggetto, in astratto cioè si potrebbe applicare a un qualsiasi oggetto il cui volume fosse estremamente piccolo rispetto alla sua massa - anche se, nella realtà, non è noto alcun mezzo che possa fornire a un oggetto con massa piccola l'energia necessaria per concentrare a tal punto la materia: l'unica forza nota nell'universo in grado di sviluppare una tale intensità è la [[Interazione gravitazionale|forza di gravità]], in presenza di una grande quantità di materia.

Il termine "buco nero" è stato coniato dal fisico [[John Archibald Wheeler]]. L'aggettivo "nero" deriva dal fatto che non può emettere luce. Il fatto che nessuna particella che vi fosse catturata possa più riemergere (nemmeno i [[fotone|fotoni]]) è la ragione del termine "buco".

Da un punto di vista relativistico invece, un concetto di buco nero venne teorizzato dal fisico [[Karl Schwarzschild]] nel 1916, solo un anno dopo la pubblicazione della [[teoria della relatività generale]]. Nella relatività generale il campo gravitazionale viene descritto come deformazione dello [[spaziotempo]] causata da un oggetto molto massiccio, e la velocità della luce è una costante limite. Esplorando alcune soluzioni alle equazioni della teoria, Schwarzschild calcolò che un corpo ipoteticamente dotato di altissima [[densità]] produrrebbe nelle sue vicinanze una deformazione tale che la luce in allontanamento da esso tenderebbe a subire uno [[spostamento verso il rosso gravitazionale]] infinito. Il concetto teorizzato da Schwarzschild dipende dalla ''densità'' dell'oggetto, in astratto cioè si potrebbe applicare a un qualsiasi oggetto il cui volume fosse estremamente piccolo rispetto alla sua massa - anche se, nella realtà, non è noto alcun mezzo che possa fornire a un oggetto con massa piccola l'energia necessaria per concentrare a tal punto la materia: l'unica forza nota nell'universo in grado di sviluppare una tale intensità è la [[Interazione gravitazionale|forza di gravità]], in presenza di una grande quantità di materia.

=== I buchi neri secondo la relatività generale ===

Nel 1915, Albert Einstein sviluppò la sua teoria della relatività generale, avendo in precedenza dimostrato che la forza gravitazionale influenza la luce. Solo pochi mesi dopo, [[Karl Schwarzschild]] trovò una soluzione per le equazioni di campo di Einstein, che descrive il campo gravitazionale di un [[punto materiale]] e di una massa sferica. Pochi mesi dopo Schwarzschild morì e [[Johannes Droste]], uno studente di [[Hendrik Lorentz]], diede in modo indipendente la stessa soluzione, approfondendone le proprietà. Questa soluzione ebbeha una stranacaratteristica influenzail sucui ciòsignificato chefisico orasembrò èin chiamatoun ilprimo tempo incomprensibile: quando la coordinata radiale tende a uno specifico valore, detto [[raggio di Schwarzschild]], chealcune diventòcomponenti unadella singolarità,metrica neltendono sensoa cheun alcunivalore deiinfinito. terminiLa dell'equazionenatura di Einsteinquesta divennerosingolarità, infiniti.localizzata Lasu naturauna disuperficie questache superficiefu nonpoi erachiamata compresa[[orizzonte pienamentedegli aeventi]], queiall’inizio tempinon fu compresa pienamente. Nel 1924, [[Arthur Eddington]] dimostrò che la singolarità cessava di esistere con unaun variazionecambiamento di coordinate (vedi coordinate[[Coordinate di Eddington-Finkelstein]]), tuttavia si dovette aspettare fino al 1933, quando [[Georges Lemaître]] si rese conto che laquella singolaritàin corrispondenza del raggio di Schwarzschild era una singolarità coordinatadel [[sistema di coordinate]], non fisicauna singolarità della metrica dello spaziotempo. Tuttavia, una vera singolarità della metrica di Schwarzschild (indipendente dalle coordinate) è presente nel centro di simmetria della soluzione.<ref name="sing">[http://www.phys.uu.nl/~thooft/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf Introduction to the Theory of Black Holes.], Institute for Theoretical Physics / Spinoza Institute. pp. 47–48.</ref>

Nel 1931 [[Subrahmanyan Chandrasekhar]] calcolò, utilizzando la relatività speciale, che un corpo non rotante di elettroni-[[materia degenere]], al di sopra di un certo limite di massa (ora chiamato il limite di Chandrasekhar di 1,4 masse solari) non ha soluzioni stabili.<ref name="chand">[http://books.google.com/books?id=HNSdDFOJ4wkC&pg=PA89 Chandrasekhar and his limit.], Universities Press. p. 89. ISBN 81-7371-035-X.</ref> I suoi argomenti furono contestati da molti contemporanei come Eddington e Lev Landau, i quali sostenevano che qualche forza ancora sconosciuta avrebbe impedito il collasso del corpo.<ref name="americphysx">American Journal of Physics, 49 (5): 394–400. Bibcode:1981AmJPh..49..394D. doi:10.1119/1.12686.</ref> Questa teoria era in parte corretta: una nana bianca leggermente più massiccia rispetto al limite di Chandrasekhar collasserà in una stella di neutroni,<ref name="stlrevo">[http://books.google.com/books?id=kd4VEZv8oo0C&pg=PA105 Stellar evolution.], A K Peters. p. 105. ISBN 1-56881-012-1.</ref> la quale è essa stessa stabile a causa del [[principio di esclusione di Pauli]]. Ma nel 1939, Robert Oppenheimer e altri previdero che le stelle di neutroni con massa pari a circa tre volte il Sole (il [[limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff]]) sarebbero collassate in buchi neri per le ragioni presentate da Chandrasekhar, e conclusero che nessuna legge fisica sarebbe intervenuta per fermare il collasso di alcune di queste.<ref name="physxreview">Physical Review, 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374</ref>

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Poco dopo la formulazione della [[relatività generale]] da parte di [[Albert Einstein]], risultò che la soluzione delle equazioni di Einstein (in assenza di materia) che rappresenta un campo gravitazionale statico e a simmetria sferica (la soluzione di [[Karl Schwarzschild]], che corrisponde al campo gravitazionale centrale simmetrico della [[Interazione gravitazionale|gravità]] [[Isaac Newton|newtoniana]]) implica l'esistenza di un confine ideale, detto [[orizzonte degli eventi]], caratterizzato dal fatto che qualunque cosa lo oltrepassi, attratta dal campo gravitazionale, non sarà più in grado di tornare indietro. Poiché neppure la luce riesce ad attraversare l'orizzonte degli eventi dall'interno verso l'esterno, la regione interna all'orizzonte si comporta a tutti gli effetti come un buco nero.

Poiché la soluzione di Schwarzschild descrive il campo gravitazionale nel vuoto, essa rappresenta esattamente il campo gravitazionale ''all'esterno'' di una distribuzione di massa con simmetria sferica: un buco nero potrebbe essere teoricamente prodotto da un corpo celeste massiccio solo se questo avesse densità tale da essere interamente ''contenuto all'interno dell'orizzonte degli eventi'' (se, cioè, il corpo celeste avesse raggio inferiore al [[raggio di Schwarzschild]] corrispondente alla sua massa totale). Si pose dunque l'interrogativo se una tale densità possa essere raggiunta come effetto del [[collasso gravitazionale]] di una data distribuzione di materia. Lo stesso Einstein (al quale la "singolarità" trovata da Schwarzschild nella sua soluzione appariva come una pericolosa inconsistenza nella teoria della relatività generale) discusse questo punto in un lavoro del 1939, concludendo che per raggiungere una simile densità le particelle materiali avrebbero dovuto superare la velocità della luce, in contrasto con la [[relatività ristretta]]:

{{citazione|Il risultato fondamentale di questo studio è la chiara comprensione del perché le "singolarità di Schwarzschild" non esistono nella realtà fisica.|A. Einstein<ref>A. Einstein, ''Annals of Mathematics'', 2nd Ser., Vol. 40, No. 4. (Oct. 1939), p. 936</ref>|The essential result of this investigation is a clear understanding as to why the "Schwarzschild singularities" do not exist in physical reality.||lingua=en}}

In realtà Einstein aveva basato i suoi calcoli sull'ipotesi che i corpi che collassano orbitino intorno al [[centro di massa]] del sistema, ma nello stesso anno [[Robert Oppenheimer]] e H. Snyder<ref>Oppenheimer, J. R. and Snyder, H. (1939). “On Continued Gravitational Contraction,” Physical Review. 56, 455.</ref> mostrarono che la densità critica può essere raggiunta quando le particelle collassano radialmente. Successivamente anche il fisico indiano A. Raychaudhuri mostrò che la situazione ritenuta da Einstein non fisicamente realizzabile è, in realtà, perfettamente compatibile con la relatività generale:

{{citazione|[In questo lavoro] si ottiene una soluzione non statica delle equazioni gravitazionali di Einstein che rappresenta un aggregato, dotato di simmetria sferica, di particelle che si muovono radialmente in uno spazio vuoto. Benché Einstein abbia ritenuto che la singolarità di Schwarzschild sia fisicamente irraggiungibile, poiché la materia non può essere concentrata arbitrariamente, la presente soluzione sembra dimostrare che non vi è un limite teorico al grado di concentrazione, e che la singolarità di Schwarzschild non ha significato fisico in quanto compare solo in particolari sistemi di coordinate.|A. Raychaudhuri<ref>A. Raychaudhuri, ''Phys. Rev.'' 89 (1953) p. 417</ref>|A nonstatic solution of the Einstein gravitational equations representing a spherically symmetric cluster of radially moving particles in an otherwise empty space is obtained. While it has been presumed by Einstein that the Schwarzschild singularity is physically unattainable as matter cannot be concentrated arbitrarily, the present solution seems to show that there is no theoretical limit to the degree of concentration, and that the Schwarzschild singularity has no physical reality as it occurs only in some particular coordinate systems.||lingua=en}}

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== Proprietà e struttura ==

[[File:BlackHole.jpg|thumb|UnLo spazio circostante un buco nero in una rappresentazione artistica della [[NASA]]. La superficie nera rappresenta l'orizzonte degli eventi e non il buco nero propriamente definito.]]

In astrofisica, il [[teorema no-hair|teorema dell'essenzialità]]<ref name="nocapelli">[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.</ref> (in inglese ''no hair theorem'') postula che tutte le soluzioni del buco nero nelle equazioni di Einstein-Maxwell sulla gravitazione e l'elettromagnetismo nella relatività generale possano essere caratterizzate solo da tre parametri classici esternamente osservabili: [[massa (fisica)|massa]], [[carica elettrica]] e [[momento angolare]].<ref name="capelli">[https://web.archive.org/web/19990203021646/http://www.livingreviews.org/Articles/Volume1/1998-6heusler/ "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond"], Living Reviews in Relativity 1 (6). Archived from the original on 1999/02/03. Retrieved 2011-02-08.</ref> Tutte le altre informazioni riguardanti la [[materia (fisica)|materia]] di cui è formato un buco nero o sulla materia che vi sta cadendo dentro "spariscono" dietro il suo orizzonte degli eventi e sono dunque permanentemente inaccessibili agli osservatori esterni (vedi anche il [[paradosso dell'informazione del buco nero]]). Due buchi neri che condividano queste stesse proprietà, o parametri, secondo la [[meccanica classica]] sono indistinguibili.

Queste proprietà sono speciali perché sono visibili dall'esterno di un buco nero. Ad esempio, un buco nero carico respinge un altro con la stessa carica, proprio come qualsiasi altro oggetto carico. Allo stesso modo, la massa totale all'interno di una sfera contenente un buco nero può essere trovata utilizzando l'analogo gravitazionale della [[Teorema del flusso|legge di Gauss]], la [[Formalismo ADM|massa ADM]], lontano dal buco nero.<ref name="adm">[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 [http://pancake.uchicago.edu/~carroll/notes/ sito] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070613183600/http://pancake.uchicago.edu/~carroll/notes/|data=13 giugno 2007}} di Sean Carroll</ref> Parimenti, il momento angolare può essere misurato da lontano usando l'[[effetto di trascinamento]] del [[Gravitomagnetismo|campo gravitomagnetico]].

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I buchi neri più semplici hanno una massa, ma non carica elettrica né momento angolare. Questi buchi neri sono spesso indicati come [[Spazio-tempo di Schwarzschild|buchi neri di Schwarzschild]] dopo che Karl Schwarzschild scoprì questa soluzione nel 1916.<ref name="swarz">[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.</ref> Secondo il [[Teorema di Birkhoff (relatività)|teorema di Birkhoff]], è l'unica [[Metrica di Kerr|soluzione di vuoto]] sfericamente simmetrica.<ref name="soluz">[[Stephen Hawking|Hawking S. W.]]; Ellis G. F. R. (1973). Scale Structure of space time. Cambridge University Press, Appendice B. ISBN 0-521-09906-4.</ref> Ciò significa che non vi è differenza osservabile tra il campo gravitazionale di un buco nero e di un qualsiasi altro oggetto sferico della stessa massa. La convinzione popolare di un buco nero capace di "risucchiare ogni cosa" nel suo ambiente quindi è corretta solo in prossimità dell'orizzonte di un buco nero; a distanza da questo, il campo gravitazionale esterno è identico a quello di qualsiasi altro organismo della stessa massa.<ref name="risucch">[http://books.google.com/books?id=CXom04KGIL8C&pg=PA167 Perspectives on Astronomy], Cengage Learning, p. 167, ISBN 0-495-11352-2</ref>

Esistono anche soluzioni che descrivono i buchi neri più generali. I buchi neri carichi sono descritti dalla [[metrica di Reissner-Nordström]], mentre la [[metrica di Kerr]] descrive un buco nero rotante. La soluzione più generale di un buco nero stazionante conosciuta è la [[metrica di Kerr-Newman]], che descrive un buco nero sia con carica sia con momento angolare.<ref name="shap">[Shapiro, S. L.; Teukolsky, S. A. (1983). Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects. John Wiley and Sons. p. 357. ISBN 0-471-87316-0.</ref>

Mentre la massa di un buco nero può assumere qualsiasi valore positivo, la carica e il momento angolare sono vincolati dalla massa. In [[Unità di misura di Planck|unità di Planck]], la carica elettrica totale Q e il momento angolare totale J sono tenuti a soddisfare:

:<math>Q^2 + \left ( {J \over M} \right )^2 \le M^2</math>

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|style="background-color:#ACF2F2"| [[Micro buco nero]] || fino a ~M{{apici e pedici|b=Luna}} || fino a ~0,1&nbsp;mm

|}

I buchi neri sono comunemente classificati in base alla loro massa, indipendente del momento angolare J o carica elettrica Q. La dimensione di un buco nero, come determinata dal raggio dell'orizzonte degli eventi, o raggio di Schwarzschild, è approssimativamente proporzionale alla massa M tramite:

:<math>r_{sh} = \left( \frac{2GM}{c^2} \right) \approx \ 2{,}95 \frac{M}{M_{Sole}} \ \mathrm{km},</math>

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=== Orizzonte degli eventi ===

{{vedi anche|Orizzonte degli eventi}}La caratteristicaCaratteristica distintiva dei buchi neri è la comparsa di un orizzonte degli eventi attorno al baricentro della loro massa: spaziosi tratta di una superficie geometricamente sfericosferica e chiusochiusa (con apparente superficie materiale rispetto ad osservatori esterni) che ne circonda il nucleo massiccio, delimitando la regione spazio-temporale dalla quale relativisticamente non può uscire o venir emesso alcun segnale né alcuna quantità di materia. (eccetto la teorica [[Radiazione di Hawking]]), quindiL'orizzonte può solo esseressere raggiuntaraggiunto dae altriattraversato osservabilinella edirezione attraversatadel nellacentro suadel direzionebuco nero, non in senso opposto. Questo impedimento ad emissioni e; fuoriuscitequesto produce il costante mantenimento o un potenziale aumento deldella contenutomassa del buco nero che, in lunghissimo periodo, potrebbe venir destabilizzato solo dalla citatateorica [[radiazione quantistica ipotizzata dal notissimo fisico [[Stephendi Hawking]].
[[File:BH-no-escape-1.svg|destra|riquadrato|Lontano dal buco nero una particella può muoversi in qualsiasi direzione, come illustrato dalla serie di frecce. Il movimento è limitato solo dalla velocità della luce.]]

[[File:BH-no-escape-2.svg|riquadrato|Più vicino al buco nero lo spazio-tempo incomincia a deformarsi. Ci sono più sentieri che vanno verso il buco nero rispetto a percorsi di allontanamento.]]Allora,
Essendo la concentrazionedeformazione didello massaspazio-tempo raggiungendoall'interno quidell'orizzonte ladegli quantità critica capace di deformare in modo così estremo lo spazio-tempoeventi tale che ila possibili percorsivelocità di tuttefuga leè particelleuguale possonoo solosuperiore piegarsia verso la sua area''c'',<ref name="mass">[Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, Ch. 5.4 and 7.3. ISBN 0-8053-8732-3.,</ref>, senza più vie di fuga, osservatori esterni non possono ottenere informazioneinformazioni su eventi compresi entro i suoi confini e ciò ne rende impossibile qualsiasi verifica diretta.<ref name="horzn">[Wheeler, J. Craig (2007). Cosmic Catastrophes (2nd ed.). Cambridge University Press. ISBN 0-521-85714-7., p. 179.</ref>

Per osservatori fuori da tale influenza gravitazionale, come prescrive la Relativitàrelatività generale, orologi vicini al buco nero risultano procedere più lentamente rispetto a quelli lontani da esso.<ref name="clock">[Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, Ch. 5.4 and 7.3. ISBN 0-8053-8732-3.</ref>.

A causa di questo effetto, detto [[dilatazione temporale gravitazionale]], da punti diper vistaosservatori esterni e distanti un oggetto in caduta verso un buco nero, avvicinandosi al suo orizzonte degli eventi, appare rallentato nella propria velocità fino ada impiegare un tempo infinito per raggiungerlo.<ref name="infin">[Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, p.218. ISBN 0-8053-8732-3.,</ref>. Coerentemente rallental'osservatore esterno vedrebbe rallentato anche ogni altro suo processo fisico e organicodell'oggetto in attocaduta. In sincronia con tale rallentamento la sua immagine èsarebbe soggetta al noto fenomeno del [[Red Shift|red-shift]] gravitazionale,<ref name="rdshift">[http://nrumiano.free.fr/Estars/int_bh.html "Inside a black hole"], Knowing the universe and its secrets. Retrieved 2009-03-26.</ref>, sicché, in modo commisurato al suo approssimarsi all'orizzonte, la luce che rendeva visibile l'oggetto si spostasposterebbe sempre più verso l'[[infrarosso]]{{Chiarire|2=od oltre?}} sino a diventare impercepibile. L'osservatore in caduta nel buco nero non noterebbe nessuno di suddetti cambiamenti mentre attraversa l'orizzonte degli eventi, in quanto il suo [[tempo proprio]] non varierebbe, e neppure sarebbe in grado di valutare esattamente il momento dell'attraversamento, essendo impossibile individuare con precisione i confini dell'orizzonte da parte di chi vi effettui misurazioni locali.<ref name="crll">[Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, p.222. ISBN 0-8053-8732-3.</ref> Egli noterebbe però nello spazio esterno al buco nero un comportamento diverso del tempo apparente, e cioè una velocizzazione estrema degli eventi; per identico motivo la luce indirizzata verso lui apparirebbe con [[lunghezza d'onda]] opposta a quella in allontanamento, manifestando il fenomeno del [[Spostamento verso il blu|blue shift]].<ref>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 S.p.A, Milano.</ref>

La forma dell'orizzonte degli eventi di un buco nero è sempre approssimativamente sferica.<ref name="sfrc">[Questo è vero solo per uno spazio-tempo a 4 dimensioni. In dimensioni superiori esistono topologie differenti dell'orizzonte, come gli anelli neri.</ref><ref name="anll">[http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2008-6/ "Black Holes in Higher Dimensions"] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110327153232/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2008-6/ |data=27 marzo 2011 }}, Living Reviews in Relativity 11 (6). arXiv:0801.3471. Bibcode:2008LRR....11....6E. Retrieved 2011-02-10.</ref><ref name="anll2">[Obers, N. A. (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.</ref> Per quelli non rotanti (o statici) la sua geometria è simmetrica (tutti i punti del suo confine distano ugualmente dal centro gravitazionale), mentre per buchi neri rotanti la forma è oblata (allargata lungo l'asse di rotazione) in misura più o meno pronunciata a secondo della velocità rotatoria: effetto calcolato da Larry Smarr ([[Stanford University]]) nel 1973.<ref>{{Cita libro|titolo=Kip. Thorne. Buchi neri e salti temporali. Cap.VII. pag.303. Edizioni Specchi (Castelvecchi) 2015.}}</ref>.

Ma un osservatore in caduta nel buco nero non nota nessuno di suddetti cambiamenti mentre attraversa l'orizzonte degli eventi. Secondo il suo personale orologio attraversa l'orizzonte degli eventi dopo un tempo finito, senza percepire alcun comportamento insolito: in quanto per ogni sistema il "tempo proprio" ovunque si trovi o proceda, per equivalenza relativistica tra punti d'osservazione, risulta invariante. E in questo caso particolare nemmeno è in grado di valutare esattamente quando compie l'attraversamento essendo impossibile individuare con precisione confini dell'orizzonte, e posizione rispetto ad esso, da parte di chi (o di qual strumento) vi effettui misurazioni locali.<ref name="crll">[Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley, p.222. ISBN 0-8053-8732-3.</ref> Però a causa del principio di simmetria fisica egli riscontrerà nello spazio esterno all'orizzonte un ritmo temporale inversamente proporzionale a quello attribuitogli da osservatori là collocati, e cioè ne vedrà una accelerazione tendente all'infinito, una velocizzazione estrema degli eventi cosmici in atto. Per identico motivo la luce indirizzata verso lui, verso l'orizzonte degli eventi del buco nero, apparirà con frequenza ([[lunghezza d'onda]]) opposta a quella in allontanamento: un [[Spostamento verso il blu|blue-shift]] invece che red-shift<ref>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 S.p.A, Milano.</ref>.

La forma dell'orizzonte degli eventi di un buco nero è sempre approssimativamente sferica.<ref name="sfrc">[Questo è vero solo per uno spazio-tempo a 4 dimensioni. In dimensioni superiori esistono topologie differenti dell'orizzonte, come gli anelli neri.</ref><ref name="anll">[http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2008-6/ "Black Holes in Higher Dimensions"] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110327153232/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2008-6/ |data=27 marzo 2011 }}, Living Reviews in Relativity 11 (6). arXiv:0801.3471. Bibcode:2008LRR....11....6E. Retrieved 2011-02-10.</ref><ref name="anll2">[Obers, N. A. (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.</ref> Per quelli non rotanti (o statici) la sua geometria è simmetrica (tutti i punti del suo confine distano ugualmente dal centro gravitazionale), mentre per buchi neri rotanti la forma è oblata (allargata lungo l'asse di rotazione) in misura più o meno pronunciata a secondo della velocità rotatoria: effetto calcolato da Larry Smarr ([[Stanford University]]) nel 1973<ref>{{Cita libro|titolo=Kip. Thorne. Buchi neri e salti temporali. Cap.VII. pag.303. Edizioni Specchi (Castelvecchi) 2015.}}</ref>.

=== Singolarità ===

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=== Assenza di singolarità centrale secondo altre teorie ===

Il 10 dicembre 2018, Abhay Ashtekar, Javier Olmedo e Parampreet Singh hanno pubblicato un articolo scientifico nel campo della teoria della gravità ad anello che prevede l'assenza di singolarità centrale all'interno del buco nero, senza specificare geometricamente il futuro della materia a questo punto mentre il [[Modello cosmologico bi-metrico|modello Janus]] propone una spiegazione<ref name=":3">{{cita pubblicazione|nome1=Abhay|cognome1=Ashtekar|nome2=Javier|cognome2=Olmedo|nome3=Parampreet|cognome3=Singh|titolo=Quantum Transfiguration of Kruskal Black Holes|rivista=Physical Review Letters|volume=121|numero=24|data=10 dicembre 2018|doi=10.1103/PhysRevLett.121.241301|pmid=30608746|p=241301|bibcode=2018PhRvL.121x1301A|arxiv=1806.00648| issn=0031-9007 }}</ref><ref name=":4">{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1=Carlo|cognome1=Rovelli|titolo=Viewpoint: Black Hole Evolution Traced Out with Loop Quantum Gravity|rivista=Physics|volume=11|data=10 dicembre 2018|url=https://physics.aps.org/articles/v11/127}}</ref><ref name=":52">{{cita web|titolo=La gravité quantique à boucles fait disparaître la singularité centrale des trous noirs|url=https://trustmyscience.com/gravite-quantique-boucles-fait-disparaitre-singularite-centrale-trous-noirs/|cognome=Boisson|nome=Thomas|sito=Trust My Science|lingua=fr|data=21 dicembre 2018|accesso=22 dicembre 2018}}</ref>.

Questo nuovo studio fornisce le stesse conclusioni di quelli ottenuti da lavori precedenti basati sulla relatività generale<ref>{{cita pubblicazione|nome1=L. S.|cognome1=Abrams|titolo=Alternative space-time for the point mass|rivista=Physical Review D|volume=20|numero=10|data=15 novembre 1979|doi=10.1103/PhysRevD.20.2474|pp=2474-2479|bibcode=1979PhRvD..20.2474A|arxiv=gr-qc/0201044}}</ref><ref>Abrams, L. S. (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.</ref><ref>{{cita pubblicazione|nome1=S.|cognome1=Antoci|nome2=D.-E.|cognome2=Liebscher|titolo=Reconsidering Schwarzschild's original solution|rivista=Astronomische Nachrichten, Issn2=1521-3994|volume=322|numero=3|data=luglio 2001|issn=0004-6337|doi=10.1002/1521-3994(200107)322:3<137::AID-ASNA137>3.0.CO;2-1|arxiv=gr-qc/0102084|pp=137-142|bibcode=2001AN....322..137A}}</ref><ref>{{cita libro|nome1=Salvatore|cognome1=Antoci|titolo=David Hilbert and the origin of the "Schwarzschild solution"|rivista=Meteorological and Geophysical Fluid Dynamics|p=343|data=21 ottobre 2003|arxiv=physics/0310104|bibcode=2004mgfd.book..343A}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|nome1=Pierre|cognome1=Fromholz|nome2=Eric|cognome2=Poisson|nome3=Clifford M.|cognome3=Will|titolo=The Schwarzschild metric: It's the coordinates, stupid!|rivista=American Journal of Physics, Issn2=1943-2909|volume=82|numero=4|data=aprile 2014|issn=0002-9505 |doi=10.1119/1.4850396|arxiv=1308.0394|pp=295-300|bibcode=2014AmJPh..82..295F}}</ref><ref>{{cita web|nome=Igor|cognome=Mol|titolo=Revisiting the Schwarzschild and the Hilbert-Droste Solutions of Einstein Equation and the Maximal Extension of the Latter|data=10 marzo 2014|url=https://arxiv.org/abs/1403.2371}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|lingua=en|nome1=Jean-Pierre|cognome1=Petit|titolo=Black holes do not exist|rivista=Researchgate|data=aprile 2014|url=https://www.researchgate.net/publication/263045914}}</ref><ref>{{cita web|lingua=fr|titolo=Les trous noirs n'existent pas - Partie 1|rivista=La Voie de la Russie / Sputnik News|data=30 giugno 2014|url=https://fr.sputniknews.com/sci_tech/201406301022869470-les-trous-noirs-n-existent-pas-partie-1/|urlmorto=sì|accesso=12 gennaio 2019|dataarchivio=6 dicembre 2018|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181206192603/https://fr.sputniknews.com/sci_tech/201406301022869470-les-trous-noirs-n-existent-pas-partie-1/}}</ref><ref>{{cita web|lingua=fr|titolo=Les trous noirs n'existent pas - Partie 2|rivista=La Voie de la Russie - SputnikNews|data=1º luglio 2014|url=https://fr.sputniknews.com/sci_tech/201407011022870116-les-trous-noirs-n-existent-pas-partie-2/|urlmorto=sì|accesso=12 gennaio 2019|dataarchivio=6 dicembre 2018|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181206192607/https://fr.sputniknews.com/sci_tech/201407011022870116-les-trous-noirs-n-existent-pas-partie-2/}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|lingua=en|titolo=Schwarzschild 1916 seminal paper revisited : A virtual singularity|url=https://www.researchgate.net/publication/304771239|editore=ResearchGate|data=4 luglio 2016|cognome1=Petit|nome1=Jean-Pierre}}</ref><ref>{{Cita pubblicazione|nome=Jean-Pierre|cognome=Petit|data=27 febbraio 2015|titolo=Cancellation of the central singularity of the Schwarzschild solution with natural mass inversion process|rivista=Modern Physics Letters A|volume=30|numero=09|p=1550051|accesso=14 gennaio 2019|doi=10.1142/S0217732315500510|url=https://www.worldscientific.com/doi/abs/10.1142/S0217732315500510|nome2=G.|cognome2=D'Agostini}}</ref>.

=== Sfera fotonica ===

La [[Sfera di fotoni|sfera fotonica]] è un confine sferico di spessore nullo tale che i fotoni che si spostano tangenti alla sfera sono intrappolati in un'orbita circolare. Per i buchi neri non-rotanti, la sfera fotonica ha un raggio di 1,5 volte il raggio di Schwarzschild. Le orbite sono dinamicamente instabili, quindi ogni piccola perturbazione (come una particella di materia in caduta) aumenterà nel tempo, o tracciando o una traiettoria verso l'esterno che sfuggirà al buco nero o una spirale verso l'interno che eventualmente attraverserà l'orizzonte degli eventi.<ref name="orznn">[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</ref>

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.<ref name="orznn" />

Altri oggetti compatti, come le stelle di neutroni, possono avere sfere fotoniche.<ref name="photon">[Nemiroff, R. J. (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.</ref> 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.

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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 dall'energia di rotazione del buco nero, facendolo rallentare.

== Formazione ==

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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.<ref name="moto">[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.</ref> 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<ref name="physx1">[Kerr, R. P. (2009). "The Kerr and Kerr-Schild metrics". In Wiltshire, D. L.; Visser, M.; Scott, S. M. The Kerr Spacetime. Cambridge University Press. arXiv:0706.1109. ISBN 978-0-521-88512-6.</ref> 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.

[[Roger Penrose|Penrose]] dimostrò che una volta formatosi un orizzonte degli eventi, si forma una singolarità da qualche parte all'interno di esso.<ref name="sing2">[[Roger Penrose|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.</ref> 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 [[Metrica di Kerr|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".<ref name="autogenerato2">[[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.</ref> 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 ===

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=== Buchi neri primordiali ===

{{vedi anche|Buco nero primordiale}}

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.<ref name="planck">[Carr, B. J. (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.</ref> I buchi neri primordiali potrebbero così spiegare la creazione di qualsiasi tipo di buco nero.

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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'[[Radiazione elettromagnetica|onda elettromagnetica]] o una [[Particella (fisica)|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 (fisica)|massa]], [[Carica elettrica|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.<ref>[https://www.nasa.gov/mission_pages/galex/galex20120502.html NASA - Black Hole Caught Red-Handed in a Stellar Homicide<!-- Titolo generato automaticamente -->]</ref><ref>[http://daily.wired.it/news/scienza/2012/05/03/stella-dilaniata-buco-nero-37889.html La stella dilaniata da un buco nero - Wired.it<!-- Titolo generato automaticamente -->]</ref> 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 galattica|fusione di due galassie]].<ref>[http://daily.wired.it/news/scienza/2012/06/06/buco-nero-galassia-346667.html Come cacciare un buco nero dalla propria galassia - Wired.it<!-- Titolo generato automaticamente -->]</ref>

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 [[Orizzonte degli eventi#Oltrepassare l'orizzonte degli eventi di un buco nero|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.

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== Modelli fisici e modelli matematici ==

{{Vedi anche|RelativitàEquazione generaledi campo di Einstein#Soluzioni dell'equazionedelle equazioni di campo}}

[[File:Black hole lensing web.gif|thumb|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 [[onda sonora|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 [[regime supersonico|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 [[ellissoide|ellissoidale]] in espansione lungo l'asse maggiore.

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Restando invece nel campo relativistico (ossia relativo alla [[teoria della relatività]]), poiché per descrivere un buco nero sono sufficienti tre parametri - [[massa (fisica)|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 [[Karl Schwarzschild|Schwarzschild]] ===

{{vedi anche|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 [[Legge di conservazione|principio di conservazione]] del [[momento angolare]].

=== Buco nero di [[Roy Patrick Kerr|Kerr]] ===

{{Vedi anche|Metrica 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.

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In tale situazione lo [[Spaziotempo|spazio tempo]] non sarà asintoticamente piatto a causa della presenza del [[campo elettromagnetico]].

=== Buco nero di [[Hans Reissner|Reissner]]-[[Gunnar Nordström|Nordström]] ===

{{vedi anche|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.

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.

{{Vedi anche|Relatività generale#Soluzioni dell'equazione di campo}}

== Primati ==

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=== Gravastar ===

{{vedi anche|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 ===

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{{vedi anche|Principio olografico}}

[[File:Seyfert galaxy NGC4151 (GL-2002-001035).jpg|upright=1.4|thumb|''Fuochi d'artificio'' vicino a un buco nero nella galassia NGC 4151 ([[Telescopio spaziale Hubble|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 del [[secondo 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]].

<!-- === Complementarità dei buchi neri ===

{{C|vedi discussione|fisica|maggio 2010}}

Secondo lo scienziato Susskind, se lanciassimo per assurdo un elefante verso un buco nero, avremmo due esiti contemporanei: vedremmo l'elefante morente al di fuori del buco nero, ma allo stesso tempo vedremmo anche l'elefante che riesce ad attraversare il buco nero.

La reciprocità delle particelle esterne agli oggetti è la stessa delle stringhe all'interno e quindi quelle interne sarebbero le proiezioni di quelle esterne.

Queste teorie tuttavia sono state reputate controverse, e fanno parte della "guerra dei buchi neri", un dibattito fra scienziati, a colpi di libri e teorie, che va avanti ormai da anni, dove il più accreditato è Hawking, uno dei più grandi fisici al momento in vita. -->

== 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 1930|anni trenta]]) altre soluzioni delle equazioni della [[relatività generale]] con [[singolarità]] dette [[buco bianco|buchi bianchi]]. Sono anche state ipotizzate, sempre a livello teorico, soluzioni ottenute per incollamento di due soluzioni con singolarità. Questi sono detti [[Ponte di Einstein-Rosen|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 ==

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* 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).

* C. Impey, ''I Mostri di Einstein, (Codice Edizioni, 2021).''

== Voci correlate ==

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* [[Buco nero AdS]]

* [[Buco nero binario]]

* [[Buco nero di Kerr-Newman]]

* [[Buco nero di massa intermedia]]

* [[Buco nero di Planck]]

* [[Buco nero stellare]]

* [[Buco nero supermassiccio]]

* [[Buco nero di Kerr-Newman]]

* [[CERN]]

* [[Collapsar]]

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* [[Raggio di Schwarzschild]]

* [[SDSS J0100+2802]]

* [[Teorema no-hair]]

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== Collegamenti esterni ==

* {{Collegamenti esterni}}

* {{cita web|url=http://scienzapertutti.lnf.infn.it/index.php?option=com_content&view=article&id=196:chi-ha-paura-dei-buchi-neri&catid=8&Itemid=170|titolo=Chi ha paura dei buchi neri?, percorso in italiano - ScienzaPerTutti|accesso=3 dicembre 2012|dataarchivio=13 dicembre 2014|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20141213004430/http://scienzapertutti.lnf.infn.it/index.php?option=com_content&view=article&id=196:chi-ha-paura-dei-buchi-neri&catid=8&Itemid=170|urlmorto=sì}}

* {{cita web|url=http://ulisse.sissa.it/Answer.jsp?questionCod=105971772|titolo=Teoria dei buchi neri|urlmorto=sì}}

* {{cita web|http://www.bo.astro.it/sait/spigolature/spigo101base.html|Buchi neri e loro effetti relativistici}}