I buchi neri […]
Il buco nero, termine utilizzato per la prima volta da Anne Ewing ma introdotto pubblicamente nel 1967 da John Archibald Wheeler, rappresenta l’enigma astrofisico per eccellenza, il corpo celeste più misterioso dell’Universo.
Da sempre, questi “mostri del cielo” incutono un timore reverenziale e sono spesso protagonisti nei film di fantascienza.

Un buco nero può essere caratterizzato da una densità elevatissima, compressa in un volume ridotto, e una massa relativamente piccola, come quella del Sole o anche minore: si tratta di buchi neri di tipo “stellare” presenti, tipicamente, nei sistemi stellari binari.

Ma esistono casi più estremi, cioè i buchi neri di tipo “galattico”, dove la densità può essere relativamente bassa mentre invece la massa può raggiungere milioni o miliardi di volte la massa del Sole: questi oggetti risiedono nei nuclei delle galassie.

Evoluzione stellare
Come si forma un buco nero?
Per rispondere a questa domanda dobbiamo prima vedere come nascono le stelle.
Le stelle si formano da materiale ricco di polveri e gas presenti nello spazio interstellare. Questi si addensano sottoforma di “nubi” dove al loro interno la materia inizia ad agglomerarsi formando veri e propri “embrioni stellari”, detti globuli di Bok, per effetto delle reciproche interazioni gravitazionali tra le singole particelle.

Ognuno di questi agglomerati accumula, a sua volta, sempre più materia in modo tale da far crescere anche le forze gravitazionali che, di conseguenza, fanno collassare sempre di più gli strati interni causando un aumento della temperatura e della densità.

Quando la temperatura raggiunge qualche decina di milioni di gradi, si innescano le reazioni termonucleari che provocano una pressione interna capace di controbilanciare la contrazione gravitazionale determinando così uno stato di equilibrio.

A questo punto, si innescano i processi di nucleosintesi stellare nel quale l’idrogeno si fonde per formare nuclei più pesanti di elio con conseguente produzione di enormi quantità di energia. Una volta formatesi, le stelle possono essere considerate delle vere e proprie “sfere di gas” che producono una luminosità propria e brillano diffondendo la loro energia in tutto lo spazio.

Dato, però, che le stelle hanno dimensioni finite esse tendono a consumare il loro combustibile nucleare su tempi scala caratteristici dell’evoluzione stellare e perciò producono elementi ancora più pesanti dell’idrogeno e dell’elio per generare energia e rimanere in uno stato di equilibrio.
Dunque, le stelle cambiano il loro stato fisico, ossia evolvono.

L’evoluzione e il destino delle stelle dipendono in modo assai critico dalla loro massa iniziale.
In generale, sappiamo che stelle con massa inferiore ad almeno 8 volte la massa del Sole termineranno la fase di fusione nucleare con la combustione dell’elio.
Il prodotto finale è la nebulosa planetaria che contiene al centro il residuo dell’evoluzione stellare, cioè una nana bianca: il Sole è destinato a seguire proprio questa fase evolutiva.

Le stelle, invece, più massicce che hanno masse superiori a 8 volte la massa solare possono continuare la fusione nucleare ben oltre la fase di combustione dell’elio. Qui il nucleo si arricchisce di carbonio e ossigeno, si contrae nuovamente e si riscalda.
Una volta che si è esaurito l’elio, comincia la fase di combustione del ciclo carbonioossigeno.
La fusione nucleare di questi elementi produce neon, magnesio, silicio e zolfo.
Se la massa del nucleo supera una certa massa critica, cioè 1,4 volte la massa del Sole nota anche come limite di Chandrasekhar, il silicio e lo zolfo possono innescare le successive reazioni nucleari per formare il ferro.

Durante questa fase la struttura della stella assomiglia a quella di una cipolla con il nucleo principalmente formato da ferro e con gli strati più esterni contenenti successivamente ossigeno, carbonio, elio ed idrogeno. La reazione che sintetizza il ferro per la formazione di elementi più pesanti è di tipo endotermico, cioè richiede energia invece che emetterne, quindi il nucleo della stella diventa una massa inerte di ferro e dato che non produce più reazioni nucleari non c’è più nulla in grado di opporsi al collasso gravitazionale.

A questo punto la stella subisce una fortissima contrazione che fa entrare in gioco la pressione di degenerazione tra i componenti dei nuclei atomici e che arresta bruscamente il processo di contrazione. In questo caso, la pressione di degenerazione può provocare una gigantesca esplosione della stella formando una supernova di tipo II.

Durante l’esplosione, la stella espelle gran parte della propria massa nello spazio interstellare, dando luogo a ciò che gli astronomi chiamano un resto di supernova, mentre il residuo dell’esplosione stellare è un nucleo estremamente denso e massiccio.

Se la sua massa è abbastanza piccola da permettere alla pressione di degenerazione di contrastare la forza di gravità si arriva ad una situazione di equilibrio e ciò che rimane è una stella di neutroni.

Se la massa supera 3volte la massa solare, cioè il limite di Volkoff- Oppenheimer, nulla può contrastare la forza di gravità.

Ora, secondo la relatività generale, la pressione interna non viene più esercitata verso l’esterno per contrastare il campo gravitazionale ma diventa essa stessa una sorgente del campo gravitazionale, rendendo così inevitabile il collasso infinito.

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.

Ricordiamo che, secondo alcuni modelli dell’evoluzione stellare, un buco nero può formarsi anche da una stella che abbia una massa superiore a 2,5 volte circa la massa del Sole, come conseguenza del limite di Tolman- Oppenheimer-Volkoff, anche se a causa dei vari processi di perdita di massa subiti dalle stelle al termine del loro ciclo vitale occorre che la stella originaria sia almeno dieci volte più massiccia del Sole. […]

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