Buco nero: differenze tra le versioni
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=== 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, Johannes Droste, uno studente di Hendrik Lorentz , diede in modo indipendente la stessa soluzione, approfondendola nelle sue proprietà. Questa soluzione ebbe una strana influenza in quello che ora è chiamato il raggio di Schwarzschild, che diventò una singolarità, nel senso che alcuni dei termini dell'equazione di Einstein divennero infiniti. La natura di questa superficie non era compresa pienamente a quei tempi. Nel 1924, Arthur Eddington dimostrò che la singolarità cessava di esistere con una variazione di coordinate (vedi coordinate Eddington-Finkelstein ), tuttavia si dovette aspettare fino al 1933 affinché Georges Lemaître si rendesse conto che la singolarità del raggio di Schwarzschild era una singolarità coordinata non fisica.<ref name="sing">[http://www.phys.uu.nl/~thooft/lectures/blackholes/BH_lecturenotes.pdf
Nel 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calcolò, utilizzando la relatività speciale, che un corpo non rotante di elettroni-materia degenerata, 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
Oppenheimer e i suoi co-autori interpretarono la singolarità ai confini del raggio di Schwarzschild come la superficie di una bolla in cui il tempo si sarebbe fermato. Questa conclusione è valida dal punto di vista di un osservatore esterno, mentre non lo è per un
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|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.
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In astrofisica il teorema dell'essenzialità<ref name="nocapelli">[Solitamente, gli astronomi italiani preferiscono usare la dizione inglese "No hair theorem"; tuttavia, 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 completamente caratterizzate soltanto da tre parametri classici esternamente osservabili: [[massa]], [[carica elettrica]], e [[momento angolare]]<ref name="capelli">[http://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]] 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 condividono queste stesse proprietà, o parametri, sono indistinguibili secondo la meccanica classica.
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] di Sean Carroll</ref> Allo stesso modo, il momento angolare può essere misurato da lontano usando l'[[effetto di trascinamento]] del [[Gravitomagnetismo|campo gravitomagnetico]].
Quando un oggetto cade in un buco nero, qualsiasi informazione circa la forma dell'oggetto o della distribuzione di carica su di essa è uniformemente distribuito lungo l'orizzonte del buco nero, e risulta irrimediabilmente perso per l'osservatore esterno. Il comportamento dell'orizzonte in questa situazione è un [[Struttura dissipativa|sistema dissipativo]] che è strettamente analogo a quello di una membrana elastica conduttiva con attrito e resistenza elettrica -il paradigma della membrana.<ref name="memb">[Thorne, K. S.; Price, R. H. (1986). Black holes: the membrane paradigm. Yale University Press. ISBN 978-0-300-03770-8.</ref> Questa congettura è diversa da altre teorie di campo come l'elettromagnetismo, che non ha attriti o resistività a livello microscopico, perché sono [[Simmetria temporale|reversibili nel tempo]]. Dato che un buco nero alla fine raggiunge la stabilità con solo tre parametri, non c'è modo per evitare di perdere informazioni sulle condizioni iniziali: i campi gravitazionali ed elettrici di un buco nero danno pochissime informazioni su ciò che è stato risucchiato. L'informazione persa comprende ogni quantità che non può essere misurata lontano dall'orizzonte del buco nero, inclusi [[Numero quantico|numeri quantici]] [[Legge di conservazione|approssimativamente conservati]], come il totale del [[numero barionico]] e [[Numero leptonico|leptonico]]. Questo comportamento è così sconcertante che è stato chiamato il [[paradosso dell'informazione del buco nero]].<ref name="paradox1">[http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/info_loss.html "The Black Hole Information Loss Problem"], Usenet Physics FAQ. Retrieved 2009-03-24.</ref>
=== Proprietà fisiche ===
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">[http://it.wikipedia.org/wiki/Stephen_Hawking Hawking S. W.]; Ellis G. F. R. (1973). [http://books.google.com/?id=QagG_KI7Ll8C|Large 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.
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 che 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
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<math>Q^2 + \left ( {J \over M} \right )^2 \le M^2</math>
per un buco nero di massa M. I buchi neri che soddisfano questa disuguaglianza sono detti [[Buco nero estremo|estremali]]. Esistono soluzioni delle equazioni di Einstein che violano questa disuguaglianza, ma che non possiedono un orizzonte degli eventi. Queste soluzioni sono le cosiddette [[Singolarità nuda|singolarità nude]] che si possono osservare dal di fuori, e, quindi, sono considerate non-fisiche. L'ipotesi della censura cosmica esclude la formazione di tali singolarità, quando vengono create attraverso il collasso gravitazionale della materia realistica.
A causa della relativamente grande forza elettromagnetica , i buchi neri formatisi dal collasso di stelle sono tenuti a mantenere la carica quasi neutro della stella. La rotazione, tuttavia, dovrebbe essere una caratteristica comune degli oggetti compatti. Il buco nero binario a raggi X
{| {{prettytable|width=50%|text-align=center|align=right}}
! Classe || Massa || Dimensione
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<math>r_{sh} = \left( \frac{2GM}{c^2} \right) \approx \ 2.95 \frac{M}{M_{Sole}} km,</math>
dove r{{apici e pedici|b=sh}} è il raggio di Schwarzschild e M{{apici e pedici|b=Sole}} è la massa del sole .
=== Orizzonte degli eventi ===
[[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 inizia a deformarsi. Ci sono più sentieri che vanno verso il buco nero rispetto a percorsi di allontanamento. ]]
[[File:BH-no-escape-3.svg|riquadrato|All'interno dell'orizzonte degli eventi tutti i percorsi portano la particella più vicino al centro del buco nero. La particella non può più sfuggire.]]
La caratteristica distintiva di un buco nero è la comparsa di un orizzonte degli eventi - un confine spazio-temporale attraverso il quale la materia e la luce possono passare solo verso l'interno del buco nero. Nulla, nemmeno la luce, può sfuggire dall'orizzonte degli eventi. L'orizzonte degli eventi è indicato come tale, perché se un evento si verifica entro i suoi confini, le informazioni da tale evento non possono raggiungere un osservatore esterno, rendendo impossibile determinare se si sia effettivamente verificato.
Come predetto dalla relatività generale, la presenza di una massa deforma lo spazio-tempo in modo tale che i percorsi seguiti dalle particelle piegano verso la massa del buco.
Per un osservatore distante, un orologio vicino a un buco nero sembra ticchettare più lentamente rispetto a quelli più lontani dal buco nero.
D'altra parte, un osservatore in caduta in un buco nero non nota nessuno di questi effetti mentre attraversa l'orizzonte degli eventi. Secondo il suo personale orologio, attraversa l'orizzonte degli eventi dopo un tempo finito senza notare alcun comportamento singolare. In particolare, non è in grado di determinare esattamente quando lo attraversa, come è impossibile determinare la posizione dell'orizzonte degli eventi da osservazioni locali.
La forma dell'orizzonte degli eventi di un buco nero è sempre approssimativamente sferica.
=== Singolarità ===
Al centro di un buco nero come descritto dalla relatività generale si trova una [[singolarità gravitazionale]], una regione in cui la curvatura dello spazio diventa infinita.
Gli osservatori che cadono in un [[Spazio-tempo di Schwarzschild|buco nero di Schwarzschild]] (cioè, non rotante e non carico) non possono evitare di essere trasportati nella singolarità, una volta che attraversano l'orizzonte degli eventi. Si può prolungare l'esperienza accelerando verso l'esterno per rallentare la loro discesa, ma solo fino a un certo punto; dopo aver raggiunto una certa velocità ideale, è meglio la caduta libera per proseguire.
Nel caso di un buco nero rotante (Kerr) o carico (Reissner-Nordström), è possibile evitare la singolarità. Estendendo queste soluzioni per quanto possibile, si rivela la possibilità ipotetica di uscire dal buco nero verso un dimensione spazio-temporale differente, con il buco che funge da tunnel spaziale.
La comparsa delle singolarità nella relatività generale è comunemente considerata come l'elemento di rottura della teoria stessa.
=== Sfera fotonica ===
La [[Sfera di fotoni|sfera fotonica]] è un confine sferico di spessore nullo tale che i fotoni che si spostano lungo tangenti alla sfera siano 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 una traiettoria verso l'esterno che sfuggirà al buco nero o una spirale verso l'interno che eventualmente attraverserà l'orizzonte degli eventi.
Mentre la luce può ancora sfuggire dall'interno della sfera fotonica, ogni luce che attraversa la stessa con una traiettoria in entrata sarà catturata dal buco nero. Quindi qualsiasi luce che raggiunge un osservatore esterno dall'interno della sfera fotonica deve essere stata emessa dagli oggetti all'interno della sfera stessa, ma ancora al di fuori dell'orizzonte degli eventi.
Altri oggetti compatti, come le stelle di neutroni, possono avere sfere fotoniche.
=== Ergosfera ===
[[File:Ergosphere.svg|miniatura|destra|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, chiamato 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 in 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.
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 il ergo-superficie.
Gli oggetti e le radiazioni normalmente possono sfuggire dall'ergosfera. Attraverso il processo di Penrose , gli oggetti possono emergere dalla ergosfera con energia maggiore di quella d'entrata. Questa energia viene prelevata dalla energia di rotazione del buco nero, facendolo rallentare.
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[[File:Dust disk and massive black hole (GL-2002-001188).jpg|thumb|left|300px|Un disco di polvere in orbita attorno ad un probabile buco nero supermassiccio ([[Telescopio spaziale Hubble|HST]]).]]
Considerando la natura esotica dei buchi neri, può essere naturale domandarsi se tali bizzarri oggetti possano esistere in natura o asserire che siano soltanto soluzioni patologiche alle 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.
Penrose dimostrò che una volta formatosi un orizzonte degli eventi, si forma una singolarità da qualche parte all'interno di esso.
=== Collasso gravitazionale ===
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=== 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]], la 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
== Fenomenologia dei buchi neri ==
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