Chi ha scoperto il buco nero. Buco nero nello spazio: da dove viene. Formazione di buchi neri

Il 10 aprile, un team di astrofisici del progetto Event Horizon Telescope ha rilasciato la prima immagine in assoluto di un buco nero. Questi oggetti spaziali giganteschi ma invisibili sono ancora tra i più misteriosi e intriganti del nostro universo.

Leggere sotto

Cos'è un buco nero?

Un buco nero è un oggetto (regione nello spazio-tempo) la cui gravità è così forte da attrarre tutti gli oggetti conosciuti, compresi quelli che si muovono alla velocità della luce. Anche i quanti della luce stessa non possono lasciare questa regione, quindi il buco nero è invisibile. Puoi osservare solo onde elettromagnetiche, radiazioni e distorsioni dello spazio attorno al buco nero. Pubblicato dall'Event Horizon Telescope, è raffigurato l'orizzonte degli eventi di un buco nero - il confine di una regione con gravità superforte, incorniciato da un disco di accrescimento - materia luminosa che viene "risucchiata" da un buco.

Il termine "buco nero" è apparso a metà del 20° secolo, è stato introdotto dal fisico teorico americano John Archibald Wheeler. Ha usato il termine per la prima volta in una conferenza scientifica nel 1967.

Tuttavia, già nel XVIII secolo furono avanzate ipotesi sull'esistenza di oggetti così massicci che nemmeno la luce non può superare la loro forza di attrazione. Teoria moderna i buchi neri iniziarono a formarsi nell'ambito della teoria generale della relatività. È interessante notare che lo stesso Albert Einstein non credeva nell'esistenza dei buchi neri.

Da dove vengono buchi neri?

Gli scienziati ritengono che i buchi neri abbiano origini diverse. Le stelle massicce diventano un buco nero alla fine della loro vita: nel corso di miliardi di anni, la composizione dei gas e la temperatura al loro interno cambiano, il che porta a uno squilibrio tra la gravità della stella e la pressione dei gas caldi. Poi la stella collassa: il suo volume diminuisce, ma poiché la massa non cambia, la densità aumenta. Un tipico buco nero di massa stellare ha un raggio di 30 chilometri e una densità di materia superiore a 200 milioni di tonnellate per centimetro cubo. Per fare un confronto: affinché la Terra diventi un buco nero, il suo raggio deve essere di 9 millimetri.

Esiste un altro tipo di buco nero: i buchi neri supermassicci, che costituiscono il nucleo della maggior parte delle galassie. La loro massa è un miliardo di volte maggiore della massa dei buchi neri stellari. L'origine dei buchi neri supermassicci è sconosciuta, ma si ipotizza che un tempo fossero buchi neri di massa stellare che crescevano inghiottendo altre stelle.

C'è anche l'idea controversa dell'esistenza di buchi neri primordiali, che potrebbero essere comparsi dalla compressione di qualsiasi massa all'inizio dell'esistenza dell'universo. Inoltre, si presume che al Large Hadron Collider si formino buchi neri molto piccoli con una massa vicina alla massa delle particelle elementari. Tuttavia, non ci sono ancora conferme di questa versione.

Un buco nero inghiottirà la nostra galassia?

Al centro della Via Lattea c'è un buco nero - Sagittario A*. La sua massa è quattro milioni di volte la massa del Sole e la sua dimensione - 25 milioni di chilometri - è approssimativamente uguale al diametro di 18 soli. Tali scale portano alcuni a chiedersi: un buco nero sta minacciando l'intera nostra galassia? Le ragioni di tali ipotesi non sono solo fantascienza: alcuni anni fa, gli scienziati hanno riferito della galassia W2246-0526, che si trova a 12,5 miliardi di anni luce dal nostro pianeta. Secondo la descrizione degli astronomi, situata al centro di W2246-0526, il buco nero supermassiccio lo sta gradualmente lacerando e la radiazione risultante da questo processo accelera gigantesche nubi calde di gas in tutte le direzioni. Una galassia lacerata da un buco nero brilla più di 300 trilioni di soli.

Tuttavia, nulla del genere minaccia la nostra galassia natale (almeno a breve termine). La maggior parte degli oggetti via Lattea, compreso il sistema solare, è troppo lontano dal buco nero per sentirne l'attrazione. Inoltre, il "nostro" buco nero non aspira tutto il materiale come un aspirapolvere, ma funge solo da ancora gravitazionale per un gruppo di stelle in orbita attorno ad esso, come il Sole per i pianeti.

Tuttavia, anche se dovessimo mai andare oltre l'orizzonte degli eventi di un buco nero, molto probabilmente non lo noteremo nemmeno.

Cosa succede se "cadi" in un buco nero?

Un oggetto trascinato da un buco nero molto probabilmente non sarà in grado di tornare da lì. Per superare la gravità di un buco nero, è necessario sviluppare una velocità superiore a quella della luce, ma l'umanità non sa ancora come farlo.

Il campo gravitazionale attorno a un buco nero è molto forte e non uniforme, quindi tutti gli oggetti vicini cambiano forma e struttura. Il lato dell'oggetto più vicino all'orizzonte degli eventi viene attratto con più forza e cade con maggiore accelerazione, quindi l'intero oggetto si allunga, diventando come la pasta. Ha descritto questo fenomeno nel suo libro Storia breve tempo, famoso fisico teorico Stephen Hawking. Già prima di Hawking, gli astrofisici chiamavano questo fenomeno spaghettificazione.

Se descrivi la spaghettificazione dal punto di vista di un astronauta che è volato prima sui piedi del buco nero, il campo gravitazionale stringerà le sue gambe, quindi allungherà e strapperà il corpo, trasformandolo in un flusso di particelle subatomiche.

Dall'esterno è impossibile vedere la caduta nel buco nero, poiché assorbe la luce. Un osservatore esterno vedrà solo che un oggetto che si avvicina a un buco nero rallenta gradualmente e poi si ferma del tutto. Dopodiché, la sagoma dell'oggetto diventerà sempre più sfocata, diventerà rossa e alla fine scomparirà per sempre.

Secondo Stephen Hawking, tutti gli oggetti attratti da un buco nero rimangono nell'orizzonte degli eventi. Dalla teoria della relatività consegue che vicino a un buco nero, il tempo rallenta fino a fermarsi, quindi per qualcuno che cade, la caduta in un buco nero stesso potrebbe non avvenire mai.

Cosa c'è dentro?

Per ovvie ragioni, al momento non esiste una risposta affidabile a questa domanda. Tuttavia, gli scienziati concordano sul fatto che le leggi della fisica a noi familiari non si applicano più all'interno di un buco nero. Secondo una delle ipotesi più eccitanti ed esotiche, il continuum spazio-temporale attorno al buco nero è talmente distorto che nella realtà stessa si forma un buco, che può essere un portale verso un altro universo - o il cosiddetto wormhole.

Buchi neri: gli oggetti più misteriosi dell'universo

« La fantascienza può essere utile: stimola l'immaginazione e allevia la paura del futuro. Tuttavia fatti scientifici può essere molto più sorprendente. La fantascienza non immaginava nemmeno cose come i buchi neri.»
Stephen Hawking

Nelle profondità dell'universo per l'uomo si trovano innumerevoli misteri e misteri. Uno di questi sono i buchi neri, oggetti che nemmeno le più grandi menti dell'umanità possono capire. Centinaia di astrofisici stanno cercando di scoprire la natura dei buchi neri, ma in questa fase non abbiamo nemmeno provato la loro esistenza nella pratica.

I registi dedicano i loro film a loro e tra di loro persone normali I buchi neri sono diventati un tale fenomeno di culto da essere identificati con la fine del mondo e la morte imminente. Sono temuti e odiati, ma allo stesso tempo sono idolatrati e si inchinano davanti all'ignoto, di cui sono carichi questi strani frammenti dell'Universo. D'accordo, essere inghiottito da un buco nero è quel tipo di romanticismo. Con il loro aiuto è possibile, e possono diventare anche per noi delle guide.

La stampa gialla specula spesso sulla popolarità dei buchi neri. Trovare titoli sui giornali relativi alla fine del mondo sul pianeta a causa di un'altra collisione con un buco nero supermassiccio non è un problema. Molto peggio è che la parte analfabeta della popolazione prende tutto sul serio e suscita un vero panico. Per fare un po' di chiarezza, faremo un viaggio alle origini della scoperta dei buchi neri e cercheremo di capire di cosa si tratta e come relazionarci.

stelle invisibili

Accadde così che i fisici moderni descrissero la struttura del nostro Universo con l'aiuto della teoria della relatività, che Einstein fornì con cura all'umanità all'inizio del XX secolo. Tanto più misteriosi sono i buchi neri, all'orizzonte degli eventi di cui tutte le leggi della fisica a noi note, inclusa la teoria di Einstein, cessano di funzionare. Non è meraviglioso? Inoltre, la congettura sull'esistenza dei buchi neri è stata espressa molto prima della nascita dello stesso Einstein.

Nel 1783 ci fu un aumento significativo dell'attività scientifica in Inghilterra. A quei tempi la scienza andava di pari passo con la religione, andavano d'accordo e gli scienziati non erano più considerati eretici. Inoltre, i sacerdoti erano impegnati nella ricerca scientifica. Uno di questi servitori di Dio era il pastore inglese John Michell, che si poneva non solo domande sulla vita, ma anche compiti del tutto scientifici. Michell era uno scienziato molto titolato: inizialmente fu insegnante di matematica e linguistica antica in uno dei college, poi fu ammesso alla Royal Society di Londra per una serie di scoperte.

John Michell si occupava di sismologia, ma nel tempo libero gli piaceva pensare all'eterno e al cosmo. È così che ha avuto l'idea che da qualche parte nelle profondità dell'Universo possono esistere corpi supermassicci con una gravità così potente che per vincere la forza gravitazionale di un tale corpo, è necessario muoversi a una velocità uguale o superiore alla velocità della luce. Se accettiamo tale teoria come vera, anche la luce non sarà in grado di sviluppare la seconda velocità cosmica (la velocità necessaria per superare l'attrazione gravitazionale del corpo uscente), quindi un tale corpo rimarrà invisibile ad occhio nudo.

Michell ha chiamato la sua nuova teoria "stelle oscure" e allo stesso tempo ha cercato di calcolare la massa di tali oggetti. Ha espresso i suoi pensieri su questo argomento in una lettera aperta alla Royal Society di Londra. Sfortunatamente, a quei tempi, tali ricerche non avevano un particolare valore per la scienza, quindi la lettera di Michell fu inviata all'archivio. Solo duecento anni dopo, nella seconda metà del XX secolo, fu ritrovato tra migliaia di altri documenti accuratamente conservati nell'antica biblioteca.

Le prime prove scientifiche dell'esistenza dei buchi neri

Dopo la pubblicazione della Teoria della Relatività Generale di Einstein, matematici e fisici si sono impegnati seriamente a risolvere le equazioni presentate dallo scienziato tedesco, che avrebbero dovuto dirci molto sulla struttura dell'Universo. L'astronomo tedesco, fisico Karl Schwarzschild, decise di fare lo stesso nel 1916.

Lo scienziato, usando i suoi calcoli, è giunto alla conclusione che l'esistenza dei buchi neri è possibile. Fu anche il primo a descrivere quella che in seguito fu chiamata la frase romantica "orizzonte degli eventi" - un confine immaginario dello spazio-tempo in un buco nero, dopo averlo attraversato arriva un punto di non ritorno. Nulla sfugge all'orizzonte degli eventi, nemmeno la luce. È oltre l'orizzonte degli eventi che si verifica la cosiddetta “singolarità”, dove le leggi della fisica a noi note cessano di operare.

Continuando a sviluppare la sua teoria e a risolvere le equazioni, Schwarzschild scoprì nuovi segreti dei buchi neri per sé e per il mondo. Così, è stato in grado di calcolare, esclusivamente su carta, la distanza dal centro di un buco nero, dove è concentrata la sua massa, all'orizzonte degli eventi. Schwarzschild chiamò questa distanza raggio gravitazionale.

Nonostante il fatto che matematicamente le soluzioni di Schwarzschild fossero eccezionalmente corrette e non potessero essere confutate, la comunità scientifica dell'inizio del XX secolo non poteva accettare immediatamente una scoperta così scioccante e l'esistenza dei buchi neri veniva cancellata come una fantasia, che di tanto in tanto si è manifestata nella teoria della relatività. Per i successivi quindici anni, lo studio dello spazio per la presenza di buchi neri fu lento e solo pochi aderenti alla teoria del fisico tedesco vi si occuparono.

Stelle che danno vita all'oscurità

Dopo che le equazioni di Einstein furono smontate, fu tempo di utilizzare le conclusioni tratte per comprendere la struttura dell'Universo. In particolare, nella teoria dell'evoluzione delle stelle. Non è un segreto che niente nel nostro mondo duri per sempre. Anche le stelle hanno il loro ciclo di vita, anche se più lungo di una persona.

Uno dei primi scienziati che si interessò seriamente all'evoluzione stellare fu il giovane astrofisico Subramanyan Chandrasekhar, originario dell'India. Nel 1930 ha rilasciato lavoro scientifico che descrive il presunto struttura interna stelle e i loro cicli vitali.

Già all'inizio del 20 ° secolo, gli scienziati hanno ipotizzato un fenomeno come la contrazione gravitazionale (collasso gravitazionale). Ad un certo punto della sua vita, una stella inizia a contrarsi a una velocità tremenda sotto l'influenza delle forze gravitazionali. Di norma, ciò accade al momento della morte di una stella, tuttavia, con un collasso gravitazionale, ci sono diversi modi per l'ulteriore esistenza di una palla rovente.

Il supervisore di Chandrasekhar, Ralph Fowler, un rispettato fisico teorico ai suoi tempi, suggerì che durante un collasso gravitazionale, qualsiasi stella si trasforma in una stella più piccola e più calda: una nana bianca. Ma si è scoperto che lo studente "ha infranto" la teoria dell'insegnante, condivisa dalla maggior parte dei fisici all'inizio del secolo scorso. Secondo il lavoro di un giovane indù, la morte di una stella dipende dalla sua massa iniziale. Ad esempio, solo quelle stelle la cui massa non supera 1,44 volte la massa del Sole possono diventare nane bianche. Questo numero è stato chiamato limite di Chandrasekhar. Se la massa della stella ha superato questo limite, muore in un modo completamente diverso. In determinate condizioni, una tale stella al momento della morte può rinascere in una nuova stella di neutroni, un altro mistero dell'Universo moderno. La teoria della relatività, d'altra parte, ci dice un'altra opzione: la compressione di una stella a valori ultra piccoli, e qui inizia la più interessante.

Nel 1932, in uno dei riviste scientifiche compare un articolo in cui il geniale fisico dell'URSS Lev Landau suggerisce che durante il collasso una stella supermassiccia viene compressa in un punto di raggio infinitesimale e massa infinita. Nonostante un evento del genere sia molto difficile da immaginare dal punto di vista di una persona impreparata, Landau non era lontano dalla verità. Il fisico ha anche suggerito che, secondo la teoria della relatività, la gravità in un punto del genere sarebbe così grande da iniziare a distorcere lo spazio-tempo.

Gli astrofisici hanno apprezzato la teoria di Landau e hanno continuato a svilupparla. Nel 1939, in America, grazie agli sforzi di due fisici - Robert Oppenheimer e Hartland Sneijder - apparve una teoria che descrive in dettaglio una stella supermassiccia al momento del collasso. Come risultato di un tale evento, sarebbe dovuto apparire un vero buco nero. Nonostante la persuasione degli argomenti, gli scienziati hanno continuato a negare la possibilità dell'esistenza di tali corpi, nonché la trasformazione delle stelle in essi. Anche Einstein ha preso le distanze da questa idea, ritenendo che la stella non sia capace di tali trasformazioni fenomenali. Altri fisici non erano avari nelle loro affermazioni, definendo ridicola la possibilità di tali eventi.
Tuttavia, la scienza arriva sempre alla verità, devi solo aspettare un po'. E così è successo.

Gli oggetti più luminosi dell'universo

Il nostro mondo è un insieme di paradossi. A volte vi coesistono cose, la cui convivenza sfida ogni logica. Ad esempio, il termine "buco nero" non sarebbe associato in una persona normale all'espressione "incredibilmente luminoso", ma la scoperta dei primi anni '60 del secolo scorso ha permesso agli scienziati di ritenere errata questa affermazione.

Con l'aiuto dei telescopi, gli astrofisici sono riusciti a rilevare oggetti finora sconosciuti nel cielo stellato, che si sono comportati in modo abbastanza strano nonostante sembrassero stelle normali. Studiando questi strani luminari, lo scienziato americano Martin Schmidt ha attirato l'attenzione sulla loro spettrografia, i cui dati hanno mostrato risultati diversi dalla scansione di altre stelle. In poche parole, queste stelle non erano come le altre a cui siamo abituati.

Improvvisamente Schmidt si avvicinò e attirò l'attenzione sullo spostamento dello spettro nella gamma rossa. Si è scoperto che questi oggetti sono molto più lontani da noi delle stelle che siamo abituati a vedere nel cielo. Ad esempio, l'oggetto osservato da Schmidt si trovava a due miliardi e mezzo di anni luce dal nostro pianeta, ma brillava come una stella distante un centinaio di anni luce. Si scopre che la luce di uno di questi oggetti è paragonabile alla luminosità di un'intera galassia. Questa scoperta è stata una vera svolta in astrofisica. Lo scienziato ha chiamato questi oggetti "quasi-stellari" o semplicemente "quasar".

Martin Schmidt ha continuato a studiare nuovi oggetti e ha scoperto che un bagliore così luminoso può essere causato da un solo motivo: l'accrescimento. L'accrescimento è il processo di assorbimento della materia circostante da parte di un corpo supermassiccio con l'aiuto della gravità. Lo scienziato è giunto alla conclusione che al centro dei quasar c'è un enorme buco nero, che con incredibile forza attira in sé la materia che lo circonda nello spazio. Nel processo di assorbimento della materia da parte del buco, le particelle vengono accelerate a velocità enormi e iniziano a brillare. La peculiare cupola luminosa attorno a un buco nero è chiamata disco di accrescimento. La sua visualizzazione è stata ben dimostrata nel film "Interstellar" di Christopher Nolan, che ha sollevato molte domande "come può brillare un buco nero?".

Ad oggi, gli scienziati hanno trovato migliaia di quasar nel cielo stellato. Questi oggetti strani e incredibilmente luminosi sono chiamati i fari dell'universo. Ci permettono di immaginare un po' meglio la struttura del cosmo e di avvicinarci al momento in cui tutto ha avuto inizio.

Nonostante il fatto che gli astrofisici ottengano da molti anni prove indirette dell'esistenza di oggetti invisibili supermassicci nell'Universo, il termine "buco nero" non esisteva fino al 1967. Per evitare nomi complicati, il fisico americano John Archibald Wheeler ha proposto di chiamare tali oggetti "buchi neri". Perché no? In una certa misura sono neri, perché non possiamo vederli. Inoltre, attirano tutto, puoi caderci dentro, proprio come in un vero buco. E uscire da un posto simile secondo le moderne leggi della fisica è semplicemente impossibile. Tuttavia, Stephen Hawking afferma che quando viaggi attraverso un buco nero, puoi entrare in un altro Universo, in un altro mondo, e questa è speranza.

Paura dell'infinito

A causa dell'eccessivo mistero e romanticizzazione dei buchi neri, questi oggetti sono diventati una vera storia dell'orrore tra le persone. La stampa gialla ama speculare sull'analfabetismo della popolazione, raccontando storie incredibili su come un enorme buco nero si stia muovendo verso la nostra Terra, che inghiottirà il sistema solare nel giro di poche ore, o semplicemente emetterà ondate di gas tossico verso la nostra pianeta.

Particolarmente popolare è il tema della distruzione del pianeta con l'aiuto del Large Hadron Collider, costruito in Europa nel 2006 sul territorio del Consiglio europeo per la ricerca nucleare (CERN). L'ondata di panico è iniziata come uno stupido scherzo di qualcuno, ma è cresciuta come una palla di neve. Qualcuno ha lanciato una voce secondo cui un buco nero potrebbe formarsi nell'acceleratore di particelle del collisore, che inghiottirebbe completamente il nostro pianeta. Naturalmente, le persone indignate hanno iniziato a chiedere il divieto di esperimenti all'LHC, temendo un tale risultato. Iniziarono a presentarsi cause legali alla Corte europea chiedendo di chiudere il collisore e gli scienziati che lo crearono fossero puniti nella misura massima consentita dalla legge.

In effetti, i fisici non negano che quando le particelle entrano in collisione nel Large Hadron Collider, possono apparire oggetti simili nelle proprietà ai buchi neri, ma la loro dimensione è al livello delle dimensioni delle particelle elementari e tali "buchi" esistono per così poco tempo che non possiamo nemmeno registrare il loro verificarsi.

Uno dei principali esperti che stanno cercando di dissipare l'ondata di ignoranza di fronte alla gente è Stephen Hawking - il famoso fisico teorico, che, peraltro, è considerato un vero e proprio "guru" in materia di buchi neri. Hawking ha dimostrato che i buchi neri non sempre assorbono la luce che appare nei dischi di accrescimento e che parte di essa è dispersa nello spazio. Questo fenomeno è stato chiamato radiazione di Hawking o evaporazione del buco nero. Hawking ha anche stabilito una relazione tra la dimensione di un buco nero e la velocità della sua "evaporazione": più è piccolo, meno esiste nel tempo. E questo significa che tutti gli avversari del Large Hadron Collider non dovrebbero preoccuparsi: i buchi neri al suo interno non potranno esistere nemmeno per un milionesimo di secondo.

Teoria non dimostrata nella pratica

Sfortunatamente, le tecnologie dell'umanità in questa fase di sviluppo non ci consentono di testare la maggior parte delle teorie sviluppate da astrofisici e altri scienziati. Da un lato, l'esistenza dei buchi neri è provata su carta in modo abbastanza convincente e dedotta utilizzando formule in cui tutto convergeva con ogni variabile. D'altronde, in pratica, non siamo ancora riusciti a vedere con i nostri occhi un vero buco nero.

Nonostante tutti i disaccordi, i fisici suggeriscono che al centro di ciascuna delle galassie ci sia un buco nero supermassiccio, che raccoglie le stelle in ammassi con la sua gravità e ti fa viaggiare per l'Universo in una compagnia numerosa e amichevole. Nella nostra Via Lattea, secondo varie stime, ci sono da 200 a 400 miliardi di stelle. Tutte queste stelle ruotano attorno a qualcosa che ha una massa enorme, attorno a qualcosa che non possiamo vedere con un telescopio. Molto probabilmente è un buco nero. Dovrebbe avere paura? - No, almeno non nei prossimi miliardi di anni, ma possiamo fare un altro film interessante su di lei.

Tra i francesi e gli inglesi c'è a volte un mezzo scherzo, a volte una seria polemica: chi dovrebbe essere considerato lo scopritore della possibilità dell'esistenza di stelle invisibili - Il francese P. Laplace o l'inglese J. Michell? Nel 1973, i noti fisici teorici inglesi S. Hawking e G. Ellis, in un libro dedicato ai problemi matematici speciali moderni della struttura dello spazio e del tempo, citano il lavoro del francese P. Laplace con una prova della possibilità di l'esistenza di stelle nere; allora non si conosceva ancora l'opera di J. Michell. Nell'autunno del 1984, il noto astrofisico inglese M. Rice, parlando a una conferenza a Tolosa, disse che, sebbene non sia molto conveniente parlare sul territorio francese, deve sottolineare che l'inglese J. Michell è stato il primo per prevedere le stelle invisibili, e ha mostrato un'istantanea della prima pagina dell'opera corrispondente. Questa storica osservazione è stata accolta con applausi e sorrisi da parte dei presenti.

Come non ricordare le discussioni tra francesi e inglesi su chi avesse predetto la posizione del pianeta Nettuno dalle perturbazioni nel movimento di Urano: il francese U. Le Verrier o l'inglese J. Adams? Come è noto, entrambi gli scienziati hanno indicato correttamente la posizione in modo indipendente nuovo pianeta. Più fortunato poi il francese U. Le Verrier. Tale è il destino di molte scoperte. Spesso vengono eseguiti quasi contemporaneamente e indipendentemente. persone diverse Di solito la priorità viene data a coloro che sono penetrati più a fondo nell'essenza del problema, ma a volte questi sono solo capricci della fortuna.

Ma la previsione di P. Laplace e J. Michell non era ancora una vera previsione di un buco nero. Come mai?

Il fatto è che all'epoca di P. Laplace non si sapeva ancora che in natura nulla potesse muoversi più veloce della luce. È impossibile sorpassare la luce nel vuoto! Questo è stato stabilito da Einstein in teoria speciale relatività già nel nostro secolo. Pertanto, per P. Laplace, la stella che considerava era solo nera (non luminosa), e non poteva sapere che una tale stella perde la capacità di "comunicare" con il mondo esterno in alcun modo, di "riportare" qualsiasi cosa a mondi lontani sugli eventi che vi si svolgono. In altre parole, non sapeva ancora che non era solo un "nero", ma anche un "buco" in cui si poteva cadere, ma impossibile uscirne. Ora sappiamo che se la luce non può sfuggire da qualche regione dello spazio, allora nulla può sfuggire affatto e chiamiamo un tale oggetto un buco nero.

Un altro motivo per cui il ragionamento di P. Laplace non può essere considerato rigoroso è che ha considerato campi gravitazionali di enorme forza, in cui i corpi in caduta sono accelerati alla velocità della luce e la stessa luce in uscita può essere ritardata, e ha applicato la legge di gravità Newton.

A. Einstein ha mostrato che la teoria della gravitazione di Newton non è applicabile per tali campi e ha creato una nuova teoria valida per i superpoteri, così come per i campi in rapida evoluzione (per i quali anche la teoria di Newton è inapplicabile!), e. la chiamò teoria della relatività generale. Sono le conclusioni di questa teoria che devono essere utilizzate per dimostrare la possibilità dell'esistenza di buchi neri e per studiarne le proprietà.

La relatività generale è una teoria sorprendente. È così profondo e sottile che evoca una sensazione di piacere estetico in chiunque la conosca. I fisici sovietici L. Landau ed E. Lifshitz nel loro libro di testo "Field Theory" l'hanno definita "la più bella di tutte le teorie fisiche esistenti". fisico tedesco Max Born ha detto sulla scoperta della teoria della relatività: "Lo ammiro come un'opera d'arte". E il fisico sovietico V. Ginzburg scrisse che evoca "... una sensazione ... simile a quella che si prova guardando i capolavori più straordinari della pittura, della scultura o dell'architettura".

Numerosi tentativi di esposizione popolare della teoria di Einstein, ovviamente, possono dare impressione generale di lei. Ma, francamente, è poco come il piacere di conoscere la teoria stessa, in quanto la conoscenza di una riproduzione della "Madonna Sistina" differisce dall'esperienza che sorge quando si considera l'originale creato dal genio di Raffaello.

Eppure, quando non c'è possibilità di ammirare l'originale, puoi (e dovresti!) conoscere le riproduzioni disponibili, meglio di quelle buone (e ce ne sono di tutti i tipi).

Novikov ID

Un buco nero è una regione dello spazio in cui l'attrazione gravitazionale è così forte che né la materia né la radiazione possono lasciare questa regione. Per i corpi che si trovano lì, la seconda velocità cosmica (velocità di fuga) dovrebbe superare la velocità della luce, il che è impossibile, poiché né la materia né la radiazione possono muoversi più velocemente della luce. Pertanto, nulla può sfuggire da un buco nero. Il confine della regione oltre la quale non sfugge la luce è chiamato "orizzonte degli eventi", o semplicemente "orizzonte" di un buco nero.

L'essenza dell'ipotesi della formazione di buchi neri è la seguente: se una certa massa di materia si trova in un volume relativamente piccolo, critico per essa, allora sotto l'influenza delle proprie forze gravitazionali, tale materia inizia a ridursi in modo incontrollabile. Arriva una specie di catastrofe gravitazionale: il collasso gravitazionale. Come risultato della compressione, la concentrazione della sostanza aumenta. Infine, arriva un momento in cui la forza gravitazionale sulla sua superficie diventa così grande che per superarla è necessario sviluppare una velocità che superi la velocità della luce. Tali velocità sono praticamente irraggiungibili e né i raggi di luce né le particelle di materia possono fuoriuscire dallo spazio chiuso di un buco nero. La radiazione di un buco nero è "bloccata" dalla gravità. I buchi neri possono assorbire solo radiazioni

Affinché il campo gravitazionale possa "bloccare" la radiazione che crea questo campo, la massa (M) deve ridursi ad un volume con raggio inferiore al "raggio gravitazionale" r g = 2GM/c 2 . Per questo motivo è quasi impossibile creare e studiare un buco nero in laboratorio: affinché un corpo di qualsiasi massa ragionevole (anche milioni di tonnellate) diventi un buco nero, deve essere compresso a una dimensione inferiore al dimensioni di un protone o di un neutrone, quindi le proprietà dei buchi neri sono ancora studiate solo in teoria.

Tuttavia, i calcoli mostrano che i corpi di scala astronomica (ad esempio, stelle massicce) dopo l'esaurimento del combustibile termonucleare in essi contenuto possono, sotto l'influenza della propria gravità, ridursi alle dimensioni del loro raggio gravitazionale. La ricerca di tali oggetti va avanti da più di 40 anni, e ora è possibile indicare con grande certezza diversi candidati molto probabili per i buchi neri con masse da unità a miliardi di masse solari. Tuttavia, il loro studio è ostacolato da enormi distanze dalla Terra. E sebbene il fatto stesso dell'esistenza dei buchi neri sia già difficile da mettere in discussione, lo studio pratico delle loro proprietà è ancora avanti.

1. Storia dell'idea dei buchi neri.

Il geofisico e astronomo inglese John Michell ha suggerito che in natura potrebbero esserci stelle così massicce che nemmeno un raggio di luce è in grado di lasciare la loro superficie. Usando le leggi di Newton, Michell calcolò che se una stella con la massa del Sole avesse un raggio non superiore a 3 km, anche le particelle di luce (che lui, seguendo Newton, considerava corpuscoli) non potrebbero volare lontano da una stella del genere. Pertanto, una tale stella sembrerebbe assolutamente oscura da lontano. Michell presentò questa idea in una riunione della Royal Society di Londra il 27 novembre 1783. Così nacque il concetto di buco nero "newtoniano".

La stessa idea è stata espressa nel suo libro Il sistema del mondo (1796) dal matematico e astronomo francese Pierre Simon Laplace. Un semplice calcolo gli ha permesso di scrivere: “Una stella luminosa con una densità uguale a quella della Terra, e un diametro 250 volte maggiore del diametro del Sole, non permette a un solo raggio di luce di raggiungerci a causa della sua gravitazione; pertanto, è possibile che il più luminoso corpi celestiali nell'Universo risultano essere invisibili per questo motivo. "Tuttavia, la massa di una tale stella dovrebbe essere decine di milioni di volte maggiore di quella del Sole. E poiché ulteriori misurazioni astronomiche hanno mostrato che le masse delle stelle reali non differiscono molto dal sole, l'idea di Mitchell e Laplace sui buchi neri è stata dimenticata.

Durante il 19° secolo, l'idea dei corpi invisibili a causa della loro imponenza non suscitò molto interesse tra gli scienziati. Ciò era dovuto al fatto che nell'ambito della fisica classica la velocità della luce non è di fondamentale importanza. Tuttavia, nel fine XIX- all'inizio del XX secolo, si è riscontrato che le leggi dell'elettrodinamica formulate da J. Maxwell, da un lato, sono soddisfatte in tutto sistemi inerziali riferimento ax, e d'altra parte, non hanno invarianza sotto le trasformazioni galileiane. Ciò significava che le idee che si sono sviluppate in fisica sulla natura della transizione da un sistema di riferimento inerziale all'altro devono essere modificate in modo significativo.

Nel corso dell'ulteriore sviluppo dell'elettrodinamica, G. Lorenz ha proposto nuovo sistema trasformazioni di coordinate spazio-temporali (conosciute oggi come trasformazioni di Lorentz), sotto le quali le equazioni di Maxwell sono rimaste invarianti. Sviluppando le idee di Lorentz, A. Poincaré ha suggerito che anche tutte le altre leggi fisiche sono invarianti rispetto a queste trasformazioni.

Nel 1905 A. Einstein utilizzò i concetti di Lorentz e Poincaré nella sua teoria della relatività speciale (SRT), in cui il ruolo della legge di trasformazione dei sistemi di riferimento inerziali si spostò finalmente dalle trasformazioni di Galileo a quelle di Lorentz. La meccanica classica (invariante galileiana) è stata sostituita da una nuova meccanica relativistica invariante di Lorentz. Nell'ambito di quest'ultimo, la velocità della luce si è rivelata la velocità limite che un corpo fisico può sviluppare, il che ha cambiato radicalmente il significato dei buchi neri nella fisica teorica.

Tuttavia, la teoria della gravità di Newton (su cui si basava la teoria originale dei buchi neri) non è invariante di Lorentz. Pertanto, non può essere applicato a corpi che si muovono a velocità prossime alla luce e alla luce. Privata di questa lacuna, la teoria relativistica della gravitazione fu creata principalmente da Einstein (che la formulò finalmente alla fine del 1915) e fu chiamata teoria della relatività generale (GR).

La seconda volta che gli scienziati "entrarono in collisione" con i buchi neri fu nel 1916, quando l'astronomo tedesco Karl Schwarzschild ottenne la prima soluzione esatta delle equazioni GR. Si è scoperto che lo spazio vuoto attorno a un punto massiccio ha una singolarità a distanza r g da esso; ecco perché la quantità rg è spesso chiamata "raggio di Schwarzschild", e la superficie corrispondente (orizzonte degli eventi) è chiamata superficie di Schwarzschild. Nel mezzo secolo successivo, gli sforzi dei teorici chiarirono molte caratteristiche sorprendenti della soluzione di Schwarzschild, ma i buchi neri non erano ancora considerati un vero oggetto di studio.

È vero, negli anni '30, dopo la creazione della meccanica quantistica e la scoperta del neutrone, i fisici hanno studiato la possibilità della formazione di oggetti compatti (nane bianche e stelle di neutroni) come prodotti dell'evoluzione delle stelle normali. Le stime hanno dimostrato che dopo l'esaurimento del combustibile nucleare nelle viscere di una stella, il suo nucleo può rimpicciolirsi e trasformarsi in una piccola e molto densa nana bianca o in una stella di neutroni ancora più densa e molto piccola.

Nel 1934, gli astronomi europei Fritz Zwicky e Walter Baade, che hanno lavorato negli Stati Uniti, hanno avanzato un'ipotesi: le esplosioni di supernova sono un tipo molto speciale di esplosioni stellari causate dalla compressione catastrofica del nucleo della stella. Nasce così, per la prima volta, l'idea della possibilità di osservare il crollo di una stella. Baade e Zwicky hanno suggerito che una stella degenerata superdensa composta da neutroni si sia formata a seguito dell'esplosione di una supernova. I calcoli hanno dimostrato che tali oggetti possono effettivamente nascere ed essere stabili, ma solo con una massa iniziale moderata della stella. Ma se la massa di una stella supera le tre masse solari, allora nulla può fermare il suo catastrofico collasso.

Nel 1939 i fisici americani Robert Oppenheimer e Hartland Snyder confermarono la conclusione che il nucleo di una stella massiccia deve collassare incessantemente in un oggetto estremamente piccolo, le proprietà dello spazio attorno al quale (se non ruota) sono descritte dalla soluzione di Schwarzschild . In altre parole, il nucleo di una stella massiccia alla fine della sua evoluzione dovrebbe rapidamente rimpicciolirsi e andare sotto l'orizzonte degli eventi, diventando un buco nero. Ma poiché un tale oggetto (come si diceva allora, un "collapsar", o "stella congelata") non emette onde elettromagnetiche, gli astronomi hanno capito che sarebbe stato incredibilmente difficile rilevarlo nello spazio e quindi non hanno iniziato a cercare a lungo volta.

Poiché nessun vettore di informazioni è in grado di lasciare l'orizzonte degli eventi, l'interno di un buco nero è causalmente non correlato al resto dell'Universo e i processi fisici che si verificano all'interno di un buco nero non possono influenzare i processi al di fuori di esso. Allo stesso tempo, la materia e la radiazione che cadono dall'esterno nel buco nero penetrano liberamente all'interno attraverso l'orizzonte. Possiamo dire che un buco nero assorbe tutto e non rilascia nulla. Per questo è nato il termine “buco nero”, proposto nel 1967 dal fisico americano John Archibald Wheeler.

2. Formazione di buchi neri

Il modo più ovvio per la formazione di un buco nero è attraverso il collasso del nucleo di una stella massiccia. Finché la scorta di combustibile nucleare non si esaurisce nelle viscere della stella, il suo equilibrio è mantenuto dalle reazioni termonucleari (la conversione dell'idrogeno in elio, poi in carbonio, ecc., fino al ferro nelle stelle più massicce). Il calore rilasciato in questo caso compensa la perdita di energia che lascia la stella con la sua radiazione e il suo vento stellare. Le reazioni termonucleari mantengono alta la pressione all'interno di una stella, impedendole di collassare sotto l'influenza della propria gravità. Tuttavia, nel tempo, il combustibile nucleare si esaurisce e la stella inizia a rimpicciolirsi.

Il nucleo della stella si contrae più rapidamente, mentre si riscalda fortemente (la sua energia gravitazionale si trasforma in calore) e riscalda il guscio che lo circonda. Di conseguenza, la stella perde i suoi strati esterni sotto forma di una nebulosa planetaria in lenta espansione o di un guscio di supernova catastroficamente espulso. E il destino del nucleo in contrazione dipende dalla sua massa. I calcoli mostrano che se la massa del nucleo della stella non supera le tre masse solari, allora "vince la battaglia con la gravità": la sua compressione sarà interrotta dalla pressione della materia degenerata e la stella si trasformerà in una nana bianca o in un stella di neutroni. Ma se la massa del nucleo della stella è superiore a tre solari, allora nulla può fermare il suo catastrofico collasso e andrà rapidamente sotto l'orizzonte degli eventi, diventando un buco nero. Come segue dalla formula per rg , un buco nero con una massa di 3 masse solari ha un raggio gravitazionale di 8,8 km.

Le osservazioni astronomiche sono in buon accordo con questi calcoli: tutte componenti binarie sistemi stellari, che esibiscono le proprietà dei buchi neri (di cui circa 20 sono noti nel 2005), hanno masse da 4 a 16 masse solari. La teoria dell'evoluzione stellare indica che durante i 12 miliardi di anni di esistenza della nostra Galassia, che contiene circa 100 miliardi di stelle, si sarebbero dovute formare diverse decine di milioni di buchi neri a seguito del collasso del più massiccio di essi. Inoltre, i buchi neri sono molto grande massa(da milioni a miliardi di masse solari) possono essere localizzate nei nuclei di grandi galassie, compresa la nostra. Ciò è dimostrato dalle osservazioni astronomiche, sebbene la formazione di questi giganteschi buchi neri non sia del tutto chiara.

Se nella nostra epoca l'alta densità di materia necessaria per la nascita di un buco nero può sorgere solo nei nuclei collassanti di stelle massicce, allora in un lontano passato, subito dopo il Big Bang, da cui iniziò l'espansione dell'Universo intorno al 14 miliardi di anni fa, l'alta densità di materia era ovunque. Pertanto, piccole fluttuazioni di densità in quell'epoca potrebbero portare alla nascita di buchi neri di qualsiasi massa, compresi quelli piccoli. Ma i più piccoli, a causa degli effetti quantistici, avrebbero dovuto evaporare, perdendo massa sotto forma di radiazioni e flussi di particelle. I "buchi neri primari" con una massa superiore a 10 12 kg potrebbero sopravvivere fino ad oggi. Il più piccolo di loro, del peso di 10 12 kg (come un piccolo asteroide), dovrebbe avere una dimensione dell'ordine di 10-15 m (come un protone o un neutrone).

Infine, esiste un'ipotetica possibilità della nascita di microscopici buchi neri in collisioni reciproche di particelle elementari veloci. Questa è una delle previsioni della teoria delle stringhe, una delle teorie fisiche attualmente in competizione sulla struttura della materia. La teoria delle stringhe prevede che lo spazio abbia più di tre dimensioni. La gravità, a differenza di altre forze, deve propagarsi attraverso tutte queste dimensioni e quindi aumentare notevolmente su brevi distanze. Quando due particelle (ad esempio i protoni) entrano in collisione violentemente, possono essere compresse abbastanza da formare un microscopico buco nero. Dopodiché, crollerà quasi istantaneamente ("evapora"), ma l'osservazione di questo processo è di grande interesse per la fisica, poiché, evaporando, il buco emetterà tutti i tipi di particelle esistenti in natura. Se l'ipotesi della teoria delle stringhe è corretta, la nascita di tali buchi neri può verificarsi durante le collisioni di particelle energetiche di raggi cosmici con atomi dell'atmosfera terrestre, nonché nei più potenti acceleratori di particelle elementari.

3. Proprietà dei buchi neri

Vicino a un buco nero, l'intensità del campo gravitazionale è così grande che i processi fisici possono essere descritti solo usando la teoria relativistica della gravità. Secondo la relatività generale, lo spazio e il tempo sono curvati dal campo gravitazionale dei corpi massicci, con la massima curvatura che si verifica vicino ai buchi neri. Quando i fisici parlano di intervalli di tempo e spazio, intendono numeri letti da qualsiasi orologio o righello fisico. Ad esempio, il ruolo di un orologio può essere svolto da una molecola con una certa frequenza di oscillazioni, il cui numero tra due eventi può essere chiamato "intervallo di tempo".

È importante che la gravità agisca allo stesso modo su tutti i sistemi fisici: tutti gli orologi mostrano che il tempo sta rallentando e tutti i governanti che lo spazio è allungato vicino a un buco nero. Ciò significa che un buco nero sta piegando la geometria dello spazio e del tempo su se stesso. Lontano dal buco nero, questa curvatura è piccola, ma vicino ad esso è così grande che i raggi di luce possono muoversi attorno ad esso in un cerchio. Lontano da un buco nero, il suo campo gravitazionale è esattamente descritto dalla teoria di Newton per un corpo della stessa massa, ma vicino ad esso la gravità diventa molto più forte di quanto previsto dalla teoria di Newton.

Se fosse possibile osservare una stella attraverso un telescopio nel momento della sua trasformazione in un buco nero, all'inizio si vedrebbe come la stella si contrae sempre più velocemente, ma man mano che la sua superficie si avvicina al raggio gravitazionale, la compressione rallenterà verso il basso fino a quando non si ferma completamente. Allo stesso tempo, la luce proveniente dalla stella si indebolirà e diventerà rossa fino a quando non si spegnerà definitivamente. Questo perché, superando la forza di gravità, i fotoni perdono energia e impiegano sempre più tempo per raggiungerci. Quando la superficie di una stella raggiunge il raggio gravitazionale, ci vorrà un tempo infinito prima che la luce che la lascia raggiunga qualsiasi osservatore, anche quelli relativamente vicini alla stella (e così facendo i fotoni perderanno completamente la loro energia). Pertanto, non aspetteremo mai questo momento e, inoltre, non vedremo cosa succede alla stella sotto l'orizzonte degli eventi, ma teoricamente questo processo può essere studiato.

Il calcolo di un collasso sferico idealizzato mostra che in breve tempo la materia sotto l'orizzonte degli eventi viene compressa al punto in cui infinitamente grandi valori densità e gravità. Tale punto è chiamato "singolarità". Inoltre, analisi matematica mostra che se è sorto un orizzonte degli eventi, anche un collasso non sferico porta a una singolarità. Tuttavia, questo è vero solo se teoria generale la relatività è applicabile fino a scale spaziali molto piccole, il che non è ancora certo. Le leggi quantistiche operano nel microcosmo e la teoria quantistica della gravità non è stata ancora creata. È chiaro che gli effetti quantistici non possono impedire a una stella di collassare in un buco nero, ma potrebbero impedire la comparsa di una singolarità.

studiando proprietà fondamentali materia e spazio-tempo, i fisici considerano lo studio dei buchi neri una delle aree più importanti, poiché le proprietà nascoste della gravità appaiono vicino ai buchi neri. Per il comportamento della materia e della radiazione in campi gravitazionali deboli, diverse teorie della gravitazione forniscono previsioni quasi indistinguibili, ma nei campi forti caratteristici dei buchi neri, le previsioni di varie teorie differiscono in modo significativo, il che fornisce la chiave per identificare le migliori tra loro. Nell'ambito della teoria della gravità attualmente più popolare - la relatività generale di Einstein - le proprietà dei buchi neri sono state studiate in grande dettaglio. Ecco alcuni dei più importanti:

1) Vicino a un buco nero, il tempo scorre più lentamente che lontano da esso. Se un osservatore distante lancia una lanterna accesa verso il buco nero, vedrà come la lanterna cadrà sempre più velocemente, ma poi, avvicinandosi alla superficie di Schwarzschild, comincerà a rallentare e la sua luce si attenuerà e arrossirà (poiché il velocità di oscillazione di tutti i suoi atomi e molecole). Dal punto di vista di un osservatore distante, la lanterna si fermerà praticamente e diventerà invisibile, non riuscendo ad attraversare la superficie del buco nero. Ma se l'osservatore stesso fosse saltato lì insieme alla lanterna, in breve tempo avrebbe attraversato la superficie di Schwarzschild e sarebbe caduto al centro del buco nero, mentre sarebbe lacerato dalle sue potenti forze gravitazionali di marea derivanti dalla differenza di attrazione a diverse distanze dal centro.

2) Non importa quanto sia complesso il corpo originale, dopo che è stato compresso in un buco nero, un osservatore esterno può determinare solo tre dei suoi parametri: massa totale, momento angolare (relativo alla rotazione) e carica elettrica. Tutte le altre caratteristiche del corpo (forma, distribuzione della densità, Composizione chimica ecc.) vengono "cancellati" durante il crollo. Che, a un osservatore esterno, la struttura di un buco nero sembri estremamente semplice, John Wheeler lo ha detto scherzando: "Un buco nero non ha capelli".

Nel processo in cui una stella collassa in un buco nero in una piccola frazione di secondo (secondo l'orologio di un osservatore remoto), tutte le sue caratteristiche esterne associate alla disomogeneità iniziale vengono emesse sotto forma di gravitazionale e onde elettromagnetiche. Il buco nero stazionario risultante "dimentica" tutte le informazioni sulla stella originale, ad eccezione di tre quantità: massa totale, momento angolare (relativo alla rotazione) e carica elettrica. Studiando un buco nero non è più possibile sapere se la stella originaria fosse costituita da materia o antimateria, se fosse allungata o appiattita, e così via. In condizioni astrofisiche reali, un buco nero carico attirerà particelle del segno opposto dal mezzo interstellare e la sua carica diventerà rapidamente zero. L'oggetto stazionario rimanente sarà un "buco nero di Schwarzschild" non rotante, caratterizzato solo dalla massa, o un "buco nero di Kerr" rotante, caratterizzato da massa e momento angolare.

3) Se il corpo originale ruotava, allora un campo gravitazionale "vortice" viene preservato attorno al buco nero, attirando tutti i corpi vicini in un movimento rotatorio attorno ad esso. Il campo gravitazionale di un buco nero rotante è chiamato campo di Kerr (il matematico Roy Kerr ha trovato una soluzione alle equazioni corrispondenti nel 1963). Questo effetto è caratteristico non solo per un buco nero, ma per qualsiasi corpo rotante, anche per la Terra. Per questo motivo, un giroscopio a rotazione libera posizionato su un satellite artificiale terrestre sperimenta una lenta precessione rispetto alle stelle lontane. Vicino alla Terra, questo effetto è appena percettibile, ma vicino a un buco nero è molto più pronunciato: la velocità di precessione di un giroscopio può essere utilizzata per misurare il momento angolare di un buco nero, sebbene esso stesso non sia visibile.

Più ci avviciniamo all'orizzonte del buco nero, più forte diventa l'effetto di trascinamento del "campo di vortice". Prima di raggiungere l'orizzonte, saremo in superficie, dove la resistenza diventa così forte che nessun osservatore può rimanere fermo (cioè essere "statico") rispetto alle stelle lontane. Su e all'interno di questa superficie (chiamata limite statico) tutti gli oggetti devono orbitare attorno al buco nero nella stessa direzione del buco stesso. Non importa quanta potenza sviluppino i suoi motori a reazione, un osservatore all'interno del limite statico non può mai fermare il suo movimento rotatorio rispetto a stelle lontane.

Il limite statico si trova ovunque al di fuori dell'orizzonte e lo tocca solo in due punti, dove entrambi si intersecano con l'asse di rotazione del buco nero. La regione dello spazio-tempo situata tra l'orizzonte e il limite della statica è chiamata ergosfera. Un oggetto caduto nell'ergosfera può ancora scoppiare. Pertanto, sebbene il buco nero "mangia tutto e non lascia andare", è tuttavia possibile uno scambio di energia tra esso e lo spazio esterno. Ad esempio, particelle o quanti che volano attraverso l'ergosfera possono portare via l'energia della sua rotazione.

4) Tutta la materia all'interno dell'orizzonte degli eventi di un buco nero cadrà sicuramente verso il suo centro e formerà una singolarità con infinito alta densità. Il fisico inglese Stephen Hawking definisce una singolarità come "il luogo in cui crolla il concetto classico di spazio e tempo, così come tutte le leggi fisiche conosciute, poiché sono tutte formulate sulla base dello spazio-tempo classico".

5) Inoltre, S. Hawking ha scoperto la possibilità di una molto lenta "evaporazione" quantistica spontanea dei buchi neri. Nel 1974 dimostrò che i buchi neri (non solo rotanti, ma qualsiasi) possono emettere materia e radiazioni, ma questo sarà evidente solo se la massa del buco stesso è relativamente piccola. Un potente campo gravitazionale vicino a un buco nero dovrebbe dare origine a coppie particella-antiparticella. Una delle particelle di ciascuna coppia viene assorbita dal foro e la seconda viene emessa all'esterno. Ad esempio, un buco nero con una massa di 10 12 kg dovrebbe comportarsi come un corpo con una temperatura di 10 11 K, emettendo raggi gamma e particelle molto duri. L'idea di "evaporazione" dei buchi neri contraddice completamente l'idea classica di essi come corpi incapaci di irradiarsi.

4. Cerca i buchi neri

I calcoli nell'ambito della relatività generale indicano solo la possibilità dell'esistenza di buchi neri, ma non dimostrano in alcun modo la loro presenza nel mondo reale, la scoperta di un buco nero sarebbe un passo importante nello sviluppo della fisica. La ricerca di buchi neri isolati nello spazio è incredibilmente difficile: devi notare un piccolo oggetto scuro sullo sfondo dell'oscurità cosmica. Ma c'è speranza di rilevare un buco nero dalla sua interazione con i corpi astronomici circostanti, dalla sua caratteristica influenza su di essi.

Considerando le proprietà più importanti buchi neri (massicci, compatti e invisibili), gli astronomi hanno gradualmente sviluppato una strategia per la loro ricerca. Il modo più semplice per rilevare un buco nero è attraverso la sua interazione gravitazionale con la materia circostante, ad esempio con le stelle vicine. Tentativi di scoprire l'invisibile enormi satelliti in doppie stelle non hanno avuto successo. Ma dopo aver lanciato in orbita i telescopi a raggi X, si è scoperto che i buchi neri si manifestano attivamente in sistemi binari vicini, dove prendono materia da una stella vicina e la assorbono, riscaldandola a una temperatura di milioni di gradi e facendone una sorgente per un breve periodo. radiazioni a raggi X.

Perché dentro doppio sistema un buco nero accoppiato a una stella normale ruota attorno a un centro di massa comune, utilizzando l'effetto Doppler è possibile misurare la velocità di una stella e determinare la massa della sua compagna invisibile. Gli astronomi hanno già identificato dozzine di sistemi binari in cui la massa del compagno invisibile supera le 3 masse solari e si notano manifestazioni caratteristiche dell'attività della materia che si muove attorno a un oggetto compatto, ad esempio fluttuazioni molto veloci nella luminosità dei flussi di gas caldo che ruotano rapidamente intorno a un corpo invisibile.

Particolarmente promettente è la stella binaria a raggi X V404 Cygnus, la cui massa della componente invisibile è stimata in non meno di 6 masse solari. Altri candidati al buco nero sono nei sistemi binari Cygnus X-1, LMC X-3, V616 Unicorn, QZ Chanterelles, così come nelle nove a raggi X Ophiuchus 1977, Fly 1981 e Scorpio 1994. Quasi tutti si trovano all'interno della nostra Galassia e il sistema LMC X-3 si trova nella galassia della Grande Nube di Magellano vicino a noi.

Un'altra direzione nella ricerca dei buchi neri è lo studio dei nuclei delle galassie. Enormi masse di materia si accumulano e si condensano in esse, le stelle si scontrano e si fondono, quindi possono formarsi buchi neri supermassicci, superando la massa del Sole di milioni di volte. Attirano verso di loro le stelle circostanti, creando un picco di luminosità al centro della galassia. Distruggono le stelle che volano vicino a loro, la cui materia forma un disco di accrescimento attorno al buco nero e viene parzialmente espulsa lungo l'asse del disco sotto forma di getti veloci e flussi di particelle. Non si tratta di una teoria speculativa, ma di processi che si osservano effettivamente nei nuclei di alcune galassie e indicano la presenza in essi di buchi neri con masse fino a diversi miliardi di masse solari. A tempi recenti sono state ottenute prove molto convincenti che al centro della nostra Galassia vi sia un buco nero con una massa di circa 2,5 milioni di masse solari.

È probabile che i più potenti processi di rilascio di energia nell'Universo avvengano con la partecipazione dei buchi neri. Sono considerati la fonte di attività nei nuclei dei quasar - giovani galassie massicce. È la loro nascita, come credono gli astrofisici, ad essere segnata dai più potenti esplosioni nell'universo, manifestandosi come lampi di raggi gamma.

5. Termodinamica ed evaporazione dei buchi neri

Il concetto di buco nero come oggetto assolutamente assorbente è stato corretto da S. Hawking nel 1975. Studiando il comportamento dei campi quantistici vicino a un buco nero, ha predetto che un buco nero avrebbe necessariamente irradiato particelle nello spazio esterno e quindi avrebbe perso massa. Questo effetto è chiamato radiazione di Hawking (evaporazione). In parole povere, il campo gravitazionale polarizza il vuoto, per cui è possibile la formazione di coppie particella-antiparticella non solo virtuali, ma anche reali. Una delle particelle, che si è rivelata appena al di sotto dell'orizzonte degli eventi, cade nel buco nero e l'altra, che si è rivelata appena sopra l'orizzonte, vola via, sottraendo energia (cioè parte del massa) del buco nero. La potenza di radiazione di un buco nero è

La composizione della radiazione dipende dalle dimensioni del buco nero: per i buchi neri di grandi dimensioni si tratta principalmente di fotoni e neutrini, mentre nello spettro dei buchi neri leggeri iniziano ad apparire particelle pesanti. Lo spettro della radiazione di Hawking per campi privi di massa si è rivelato strettamente coincidente con la radiazione di un corpo assolutamente nero, che ha permesso di assegnare una temperatura al buco nero

,

dove è la costante di Planck ridotta, c è la velocità della luce, k è costante di Boltzmann, G - costante gravitazionale, M - massa del buco nero.

Su questa base è stata costruita la termodinamica dei buchi neri, compreso il concetto chiave dell'entropia di un buco nero, che si è rivelato proporzionale all'area del suo orizzonte degli eventi:

dove A è l'area dell'orizzonte degli eventi.

La velocità di evaporazione di un buco nero è tanto maggiore quanto minore è la sua dimensione. L'evaporazione dei buchi neri di scale stellari (e soprattutto galattiche) può essere trascurata, tuttavia, per i buchi neri primari e soprattutto quantistici, i processi di evaporazione diventano centrali.

A causa dell'evaporazione, tutti i buchi neri perdono massa e la loro durata risulta essere finita:

.

Allo stesso tempo, l'intensità dell'evaporazione aumenta come una valanga e La fase finale l'evoluzione ha il carattere di un'esplosione, ad esempio un buco nero del peso di 1000 tonnellate evaporerà in circa 84 secondi, rilasciando un'energia pari all'esplosione di circa dieci milioni di bombe atomiche di media potenza.

Allo stesso tempo, grandi buchi neri, la cui temperatura è inferiore alla temperatura della radiazione cosmica di fondo a microonde (2,7 K), stadio attuale gli sviluppi dell'Universo non possono che crescere, poiché la radiazione che emettono ha meno energia di quella assorbita. Questo processo durerà fino a quando il gas fotonico della radiazione cosmica di fondo a microonde non si raffredderà come risultato dell'espansione dell'Universo.

Senza una teoria quantistica della gravità, è impossibile descrivere lo stadio finale dell'evaporazione, quando i buchi neri diventano microscopici (quantistici). Secondo alcune teorie, dopo l'evaporazione dovrebbe esserci una "cenere" - un buco nero di Planck minimo.

6. Cadere in un buco nero

Immagina come dovrebbe essere cadere in un buco nero di Schwarzschild. Un corpo che cade liberamente sotto l'influenza delle forze gravitazionali è in uno stato di assenza di gravità. Un corpo in caduta sperimenterà l'azione delle forze di marea che allungano il corpo in direzione radiale e lo comprimono in direzione tangenziale. L'entità di queste forze cresce e tende all'infinito a . Ad un certo punto, al momento opportuno, il corpo attraverserà l'orizzonte degli eventi. Dal punto di vista di un osservatore che cade con il corpo, questo momento non è distinto da nulla, ma ora non c'è ritorno. Il corpo finisce nel collo (il suo raggio nel punto in cui si trova il corpo), che si contrae così rapidamente che non è più possibile uscirne in volo fino al momento del collasso definitivo (questa è la singolarità), anche muovendosi alla velocità della luce.

Consideriamo ora il processo di caduta di un corpo in un buco nero dal punto di vista di un osservatore distante. Lascia, ad esempio, che il corpo sia luminoso e, inoltre, invii segnali a una certa frequenza. All'inizio, un osservatore remoto vedrà che il corpo, essendo in fase di caduta libera, accelera gradualmente sotto l'influenza della gravità verso il centro. Il colore del corpo non cambia, la frequenza dei segnali rilevati è quasi costante. Tuttavia, quando il corpo inizia ad avvicinarsi all'orizzonte degli eventi, i fotoni provenienti dal corpo sperimenteranno uno spostamento verso il rosso sempre più gravitazionale. Inoltre, a causa del campo gravitazionale, tutti i processi fisici dal punto di vista di un osservatore distante andranno sempre più lenti della dilatazione gravitazionale del tempo: un orologio fissato sulla coordinata radiale r senza rotazione () andrà più lentamente di infinitamente distante in una volta. Sembrerà che il corpo, nella sua forma estremamente appiattita, rallenterà man mano che si avvicina all'orizzonte degli eventi e alla fine si fermerà virtualmente. La frequenza del segnale diminuirà drasticamente. La lunghezza d'onda della luce emessa dal corpo aumenterà rapidamente, così che la luce si trasformerà rapidamente in onde radio e poi in oscillazioni elettromagnetiche a bassa frequenza, che non sarà più possibile fissare. L'osservatore non vedrà mai il corpo attraversare l'orizzonte degli eventi e, in questo senso, la caduta nel buco nero durerà indefinitamente. C'è però un momento, a partire dal quale un osservatore lontano non sarà più in grado di influenzare il corpo in caduta. Un raggio di luce inviato dietro a questo corpo o non lo raggiungerà mai o lo raggiungerà già oltre l'orizzonte. Inoltre, la distanza tra il corpo e l'orizzonte degli eventi, così come lo "spessore" di un corpo appiattito (dal punto di vista di un osservatore esterno), raggiungerà rapidamente la lunghezza di Planck e (dal punto di vista matematico ) continuerà a diminuire. Per un vero osservatore fisico (una misura principale con l'errore di Planck), ciò equivale al fatto che la massa del buco nero aumenterà della massa del corpo in caduta, il che significa che il raggio dell'orizzonte degli eventi aumenterà e il corpo in caduta sarà "dentro" l'orizzonte degli eventi in un tempo finito.

Il processo di collasso gravitazionale sarà simile per un osservatore distante. All'inizio, la materia si precipiterà verso il centro, ma vicino all'orizzonte degli eventi comincerà a rallentare bruscamente, la sua radiazione andrà nella gamma radio e, di conseguenza, un osservatore distante vedrà che la stella si è spenta.

7. Tipi di buchi neri

A) buchi neri supermassicci

I buchi neri molto massicci espansi, secondo i concetti moderni, costituiscono il nucleo della maggior parte delle galassie. Questi includono il massiccio buco nero al centro della nostra galassia - Sagittario A*.

Attualmente, l'esistenza di buchi neri su scala stellare e galattica è considerata dalla maggior parte degli scienziati come provata in modo affidabile da osservazioni astronomiche.

Gli astronomi americani hanno scoperto che le masse dei buchi neri supermassicci possono essere significativamente sottovalutate. I ricercatori hanno scoperto che affinché le stelle si muovano nella galassia M87 (che si trova a una distanza di 50 milioni di anni luce dalla Terra) come si osserva ora, la massa del buco nero centrale deve essere di almeno 6,4 miliardi di solari masse, cioè nel doppio della stima attuale del nucleo M87, che è di 3 miliardi di masse solari.

B) Buchi neri primordiali

I buchi neri primordiali hanno attualmente lo status di ipotesi. Se nei momenti iniziali della vita dell'Universo ci fossero deviazioni sufficienti dall'omogeneità del campo gravitazionale e dalla densità della materia, allora da essi potrebbero formarsi buchi neri mediante il collasso. Allo stesso tempo, la loro massa non è limitata dal basso, come nel collasso stellare: la loro massa potrebbe probabilmente essere piuttosto piccola. La rilevazione dei buchi neri primordiali è di particolare interesse in connessione con la possibilità di studiare il fenomeno dell'evaporazione dei buchi neri.

C) buchi neri quantistici

Si presume che buchi neri microscopici stabili, i cosiddetti buchi neri quantistici, possano apparire come risultato di reazioni nucleari. Per una descrizione matematica di tali oggetti, è necessaria una teoria quantistica della gravità. Tuttavia, da considerazioni generali, è molto probabile che lo spettro di massa dei buchi neri sia discreto e che vi sia un buco nero minimo: il buco nero di Planck. La sua massa è di circa 10 -5 g, il suo raggio è di 10 -35 M. La lunghezza d'onda Compton di un buco nero di Planck è uguale in ordine di grandezza al suo raggio gravitazionale.

Conclusione

Pertanto, tutti gli "oggetti elementari" possono essere suddivisi in particelle elementari(la loro lunghezza d'onda è maggiore del raggio gravitazionale) e buchi neri (la loro lunghezza d'onda è inferiore al raggio gravitazionale). Il buco nero di Planck è un oggetto limite, per esso si può trovare il nome maximon, a indicare che è la più pesante delle possibili particelle elementari. Un altro termine a volte usato per riferirsi ad esso è plankeon.

Anche se i buchi neri quantistici esistono, la loro durata è estremamente breve, il che rende molto problematico il loro rilevamento diretto.

Recentemente, sono stati proposti esperimenti per trovare prove della comparsa di buchi neri in reazioni nucleari. Tuttavia, per la sintesi diretta di un buco nero in un acceleratore, è richiesta un'energia di 10 26 eV, oggi irraggiungibile. Apparentemente, i buchi neri intermedi virtuali possono apparire nelle reazioni ad altissima energia.

Bibliografia

1. Karpenkov S.Kh. Concetti scienze naturali moderne, M, Superiore. scuola 2003

2. http://nrc.edu.ru/est/pos/24.html

3. http://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/CHERNAYA_DIRA.html

Storia dei buchi neri

Alessio Levi

Il pensiero scientifico a volte non costruisce oggetti con proprietà così paradossali che anche gli scienziati più astuti all'inizio si rifiutano di riconoscerli. Più buon esempio nella storia della fisica moderna - una mancanza di interesse a lungo termine per i buchi neri, stati estremi del campo gravitazionale, previsti quasi 90 anni fa. Per molto tempo sono stati considerati un'astrazione puramente teorica e solo negli anni '60 e '70 sono arrivati ​​a credere nella loro realtà. Tuttavia, l'equazione di base della teoria dei buchi neri è stata derivata più di duecento anni fa.

L'intuizione di John Michell

Il nome di John Michell, fisico, astronomo e geologo, professore all'Università di Cambridge e pastore della Chiesa d'Inghilterra, si era immeritatamente perso tra le stelle della scienza inglese nel XVIII secolo. Michell ha gettato le basi della sismologia - la scienza dei terremoti, ha eseguito un eccellente studio del magnetismo e molto prima che Coulomb inventasse il bilanciamento di torsione, che usò per le misurazioni gravimetriche. Nel 1783 cercò di combinare due delle grandi creazioni di Newton, la meccanica e l'ottica. Newton considerava la luce un flusso di minuscole particelle. Michell ha suggerito che i corpuscoli leggeri, come la materia ordinaria, obbediscono alle leggi della meccanica. La conseguenza di questa ipotesi si è rivelata molto non banale: i corpi celesti possono trasformarsi in trappole per la luce.

Come ha pensato Michell? Una palla di cannone sparata dalla superficie di un pianeta supererà completamente la sua gravità solo se la sua velocità iniziale supera quella che ora viene chiamata seconda velocità spaziale e velocità di fuga. Se la gravità del pianeta è così forte che la velocità di fuga supera la velocità della luce, i corpuscoli di luce sparati allo zenit non possono scappare all'infinito. Lo stesso accadrà con la luce riflessa. Pertanto, per un osservatore molto distante, il pianeta sarà invisibile. Michell ha calcolato il valore critico del raggio di un tale pianeta, Rcr, in funzione della sua massa, M, ridotta alla massa del nostro Sole, Ms: Rcr = 3 km x M/Ms.

John Michell credeva nelle sue formule e presumeva che le profondità dello spazio nascondono molte stelle che non possono essere viste dalla Terra con nessun telescopio. Più tardi, alla stessa conclusione giunse il grande matematico, astronomo e fisico francese Pierre Simon Laplace, che la inserì sia nella prima (1796) che nella seconda (1799) edizione della sua Esposizione del Sistema del Mondo. Ma la terza edizione fu pubblicata nel 1808, quando la maggior parte dei fisici considerava già la luce come vibrazioni dell'etere. L'esistenza di stelle "invisibili" contraddiceva la teoria ondulatoria della luce e Laplace pensò che fosse meglio non menzionarle. In tempi successivi questa idea fu considerata una curiosità, degna di essere esposta solo in opere di storia della fisica.

modello Schwarzschild

Nel novembre 1915 Albert Einstein pubblicò una teoria della gravità, che chiamò teoria della relatività generale (GR). Questo lavoro ha subito trovato un lettore di apprezzamento nella persona del suo collega dell'Accademia delle scienze di Berlino Karl Schwarzschild. Fu Schwarzschild il primo al mondo ad applicare la relatività generale per risolvere uno specifico problema astrofisico, per calcolare la metrica spazio-temporale all'esterno e all'interno di un corpo sferico non rotante (per concretezza lo chiameremo stella).

Dai calcoli di Schwarzschild consegue che la gravità di una stella non distorce molto la struttura newtoniana dello spazio e del tempo solo se il suo raggio è molto più grande del valore stesso calcolato da John Michell! Questo parametro è stato inizialmente chiamato raggio di Schwarzschild e ora è chiamato raggio gravitazionale. Secondo la relatività generale, la gravità non influisce sulla velocità della luce, ma riduce la frequenza delle vibrazioni luminose nella stessa proporzione in cui rallenta il tempo. Se il raggio di una stella è 4 volte maggiore del raggio gravitazionale, il flusso del tempo sulla sua superficie rallenta del 15% e lo spazio acquisisce una notevole curvatura. Con un doppio eccesso si piega di più e il tempo rallenta la sua corsa del 41%. Quando viene raggiunto il raggio gravitazionale, il tempo sulla superficie della stella si ferma completamente (tutte le frequenze vengono azzerate, la radiazione viene congelata e la stella si spegne), ma la curvatura dello spazio è ancora finita. Lontana dal sole, la geometria rimane ancora euclidea e il tempo non cambia la sua velocità.

Nonostante i valori del raggio gravitazionale per Michell e Schwarzschild siano gli stessi, i modelli stessi non hanno nulla in comune. Per Michell, lo spazio e il tempo non cambiano, ma la luce rallenta. Una stella le cui dimensioni sono inferiori al suo raggio gravitazionale continua a brillare, ma è visibile solo ad un osservatore non troppo distante. Per Schwarzschild, la velocità della luce è assoluta, ma la struttura dello spazio e del tempo dipende dalla gravità. Una stella che è caduta sotto il raggio gravitazionale scompare per qualsiasi osservatore, non importa dove si trovi (più precisamente, può essere rilevata dagli effetti gravitazionali, ma non dalla radiazione).

Dall'incredulità all'affermazione

Schwarzschild e i suoi contemporanei credevano che tali strani oggetti cosmici non esistessero in natura. Lo stesso Einstein non solo aderiva a questo punto di vista, ma credeva anche erroneamente di riuscire a sostanziare matematicamente la sua opinione.

Negli anni '30, un giovane astrofisico indiano, Chandrasekhar, dimostrò che una stella che ha esaurito il suo combustibile nucleare perde il suo guscio e si trasforma in una nana bianca che si raffredda lentamente solo se la sua massa è inferiore a 1,4 masse solari. Ben presto, l'americano Fritz Zwicky intuì che corpi estremamente densi di materia di neutroni si formavano nelle esplosioni di supernova; Più tardi, Lev Landau è giunto alla stessa conclusione. Dopo il lavoro di Chandrasekhar, era ovvio che solo stelle con una massa maggiore di 1,4 masse solari potevano subire una tale evoluzione. Pertanto, è sorta una domanda naturale: esiste un limite di massa superiore per le supernove che le stelle di neutroni si lasciano alle spalle?

Alla fine degli anni '30, il futuro padre dell'americano bomba atomica Robert Oppenheimer ha scoperto che tale limite esiste davvero e non supera alcune masse solari. Non è stato quindi possibile dare una valutazione più precisa; ora è noto che le masse delle stelle di neutroni devono essere comprese tra 1,5 e 3 M s . Ma anche dai calcoli approssimativi di Oppenheimer e del suo dottorando George Volkov, ne consegue che i discendenti più massicci delle supernove non diventano stelle di neutroni, ma entrano in un altro stato. Nel 1939, Oppenheimer e Hartland Snyder dimostrarono in un modello idealizzato che una massiccia stella in collasso si contrae rispetto al suo raggio gravitazionale. Dalle loro formule, infatti, ne consegue che la star non si ferma qui, ma i coautori si sono astenuti da una conclusione così radicale.

La risposta finale è stata trovata nella seconda metà del 20° secolo dagli sforzi di un'intera galassia di brillanti fisici teorici, compresi quelli sovietici. Si è scoperto che un tale crollo sempre comprime la stella "fino all'arresto", distruggendone completamente la sostanza. Ne deriva una singolarità, un "superconcentrato" del campo gravitazionale, chiuso in un volume infinitamente piccolo. Per un foro fisso, questo è un punto, per un foro rotante, un anello. La curvatura dello spazio-tempo e, di conseguenza, la forza di gravità in prossimità della singolarità tendono all'infinito. Alla fine del 1967, il fisico americano John Archibald Wheeler fu il primo a chiamare buco nero un simile collasso stellare finale. Il nuovo termine si è innamorato dei fisici e ha deliziato i giornalisti che lo hanno diffuso in tutto il mondo (anche se ai francesi all'inizio non piaceva, perché l'espressione trou noir suggeriva associazioni dubbie).

Là, oltre l'orizzonte

Un buco nero non è né materia né radiazione. Con una certa figuratività, possiamo dire che si tratta di un campo gravitazionale autosufficiente, concentrato in una regione dello spazio-tempo fortemente curva. Il suo confine esterno è definito da una superficie chiusa, l'orizzonte degli eventi. Se la stella non ha ruotato prima del collasso, questa superficie risulta essere una sfera regolare, il cui raggio coincide con il raggio di Schwarzschild.

Il significato fisico dell'orizzonte è molto chiaro. Un segnale luminoso inviato dal suo quartiere esterno può percorrere una distanza infinita. Ma i segnali inviati dalla regione interna non solo non attraverseranno l'orizzonte, ma inevitabilmente “cadranno” nella singolarità. L'orizzonte è un confine spaziale tra eventi che possono diventare noti agli astronomi terrestri (e qualsiasi altro) ed eventi, le cui informazioni non verranno in nessun caso.

Come dovrebbe essere "secondo Schwarzschild", lontano dall'orizzonte, l'attrazione di un buco è inversamente proporzionale al quadrato della distanza, quindi, per un osservatore lontano, si manifesta come un normale corpo pesante. Oltre alla massa, il buco eredita il momento d'inerzia della stella collassata e la sua carica elettrica. E tutte le altre caratteristiche della stella precedente (struttura, composizione, tipo spettrale, ecc.) vanno nell'oblio.

Mandiamo una sonda alla buca con una stazione radio che invia un segnale una volta al secondo in base al tempo di bordo. Per un osservatore distante, quando la sonda si avvicina all'orizzonte, gli intervalli di tempo tra i segnali aumenteranno, in linea di principio, indefinitamente. Non appena la nave attraverserà l'orizzonte invisibile, sarà completamente silenziosa per il mondo "over-the-hole". Tuttavia, questa scomparsa non sarà senza traccia, poiché la sonda darà al foro la sua massa, carica e coppia.

radiazione del buco nero

Tutti i modelli precedenti sono stati costruiti esclusivamente sulla base della relatività generale. Tuttavia, il nostro mondo è governato dalle leggi della meccanica quantistica, che non ignorano i buchi neri. Queste leggi non ci permettono di considerare la singolarità centrale come un punto matematico. In un contesto quantistico, il suo diametro è dato dalla lunghezza di Planck-Wheeler, approssimativamente pari a 10–33 centimetri. In questa regione, lo spazio ordinario cessa di esistere. È generalmente accettato che il centro del buco sia riempito con varie strutture topologiche che appaiono e muoiono secondo le leggi probabilistiche quantistiche. Le proprietà di un tale quasi-spazio ribollente, che Wheeler chiamava schiuma quantistica, sono ancora poco conosciute.

La presenza di una singolarità quantistica è direttamente correlata al destino dei corpi materiali che cadono in profondità in un buco nero. Quando si avvicina al centro del foro, qualsiasi oggetto realizzato con materiali attualmente noti verrà schiacciato e lacerato dalle forze di marea. Tuttavia, anche se futuri ingegneri e tecnologi creano alcune leghe e compositi super resistenti con proprietà invisibili oggi, tutti sono ancora destinati a scomparire: dopotutto, non c'è né il solito tempo né il solito spazio nella zona della singolarità.

Ora osserviamo l'orizzonte del buco attraverso una lente meccanica quantistica. Lo spazio vuoto - il vuoto fisico - in realtà non è affatto vuoto. A causa delle fluttuazioni quantistiche di vari campi nel vuoto, molte particelle virtuali nascono e muoiono continuamente. Poiché la gravità vicino all'orizzonte è molto forte, le sue fluttuazioni creano esplosioni gravitazionali estremamente forti. Quando accelerati in tali campi, i "virtuali" appena nati acquisiscono energia aggiuntiva e talvolta diventano normali particelle di lunga durata.

Le particelle virtuali nascono sempre in coppia che si muovono dentro direzioni opposte(questo è richiesto dalla legge di conservazione della quantità di moto). Se una fluttuazione gravitazionale estrae una coppia di particelle dal vuoto, può accadere che una di esse si materializzi all'esterno dell'orizzonte e la seconda (antiparticella della prima) - all'interno. La particella "interna" cadrà nel foro, ma la particella "esterna" può fuoriuscire in condizioni favorevoli. Di conseguenza, il buco si trasforma in una sorgente di radiazione e quindi perde energia e, di conseguenza, massa. Pertanto, i buchi neri sono fondamentalmente instabili.

Questo fenomeno è chiamato effetto Hawking, dal nome del notevole fisico teorico inglese che lo scoprì a metà degli anni '70. Stephen Hawking, in particolare, ha dimostrato che l'orizzonte di un buco nero emette fotoni esattamente allo stesso modo di un corpo assolutamente nero riscaldato ad una temperatura di T = 0,5 x 10 -7 x M s /M. Ne consegue che man mano che il foro si assottiglia, la sua temperatura aumenta e l'"evaporazione", ovviamente, aumenta. Questo processo è estremamente lento e la durata di un foro di massa M è di circa 10 65 x (M/M s) 3 anni. Quando la sua dimensione diventa uguale alla lunghezza di Planck-Wheeler, il buco perde stabilità ed esplode, rilasciando la stessa energia dell'esplosione simultanea di un milione di bombe all'idrogeno da dieci megatoni. Curiosamente, la massa del buco al momento della sua scomparsa è ancora abbastanza grande, 22 microgrammi. Secondo alcuni modelli, il buco non scompare senza lasciare traccia, ma lascia una reliquia stabile della stessa massa, il cosiddetto maximon.

Massimo nasce 40 anni fa - come termine e come idea fisica. Nel 1965, l'accademico M. A. Markov suggerì che esiste un limite superiore alla massa delle particelle elementari. Suggerì che questo valore limite fosse considerato la dimensione della massa, che può essere combinata da tre costanti fisiche fondamentali: la costante di Planck h, la velocità della luce C e la costante gravitazionale G (per gli amanti dei dettagli: per farlo, è necessario moltiplica h e C, dividi il risultato per G ed estrai Radice quadrata). Questi sono gli stessi 22 microgrammi menzionati nell'articolo, questo valore è chiamato massa di Planck. Dalle stesse costanti si può costruire un valore con la dimensione della lunghezza (ne verrà fuori la lunghezza di Planck-Wheeler, 10 -33 cm) e con la dimensione del tempo (10 -43 sec).
Markov è andato oltre nel suo ragionamento. Secondo le sue ipotesi, l'evaporazione di un buco nero porta alla formazione di un "residuo secco" - un maximon. Markov chiamava tali strutture buchi neri elementari. Fino a che punto questa teoria corrisponda alla realtà è ancora una questione aperta. In ogni caso, analoghi dei massimi di Markov sono stati riportati in vita in alcuni modelli di buchi neri basati sulla teoria delle superstringhe.

Profondità dello spazio

I buchi neri non sono proibiti dalle leggi della fisica, ma esistono in natura? Non sono state ancora trovate prove assolutamente rigorose della presenza nello spazio di almeno uno di questi oggetti. Tuttavia, è altamente probabile che in alcuni sistemi binari le sorgenti di raggi X siano buchi neri di origine stellare. Questa radiazione dovrebbe sorgere come risultato dell'aspirazione dell'atmosfera di una stella normale da parte del campo gravitazionale di un buco vicino. Il gas durante il suo movimento verso l'orizzonte degli eventi è fortemente riscaldato ed emette quanti di raggi X. Almeno due dozzine di sorgenti di raggi X sono ora considerate candidate adatte per il ruolo dei buchi neri. Inoltre, le statistiche stellari suggeriscono che ci sono circa dieci milioni di buchi di origine stellare solo nella nostra Galassia.

I buchi neri possono anche formarsi nel processo di condensazione gravitazionale della materia nei nuclei galattici. Nascono così giganteschi buchi con una massa di milioni e miliardi di masse solari, che, con ogni probabilità, si trovano in molte galassie. Apparentemente, al centro della Via Lattea, coperto di nubi di polvere, c'è un buco con una massa di 3-4 milioni di masse solari.

Stephen Hawking è giunto alla conclusione che i buchi neri di massa arbitraria potrebbero nascere subito dopo Big Bang che ha dato origine al nostro universo. I buchi primari che pesano fino a un miliardo di tonnellate sono già evaporati, ma quelli più pesanti possono ancora nascondersi nelle profondità dello spazio e, a tempo debito, creare fuochi d'artificio cosmici sotto forma di potenti lampi di radiazioni gamma. Tuttavia, tali esplosioni non sono mai state osservate finora.

fabbrica di buchi neri

Ma è possibile disperdere le particelle nell'acceleratore a un'energia così elevata che la loro collisione darebbe origine a un buco nero? A prima vista, questa idea è semplicemente pazza: l'esplosione del buco distruggerà tutta la vita sulla Terra. Inoltre, è tecnicamente irrealizzabile. Se la massa minima di un buco è effettivamente di 22 microgrammi, allora in unità di energia è di 10 28 elettronvolt. Questa soglia è 15 ordini di grandezza superiore al più potente acceleratore del mondo, il Large Hadron Collider (LHC), che sarà lanciato al CERN nel 2007.

src="black_holes1/aerial-view-lhc.jpg" width="275" border="0">

Tuttavia, è possibile che la stima standard della massa minima di un foro sia significativamente sovrastimata. In ogni caso, questo è ciò che dicono i fisici che stanno sviluppando la teoria delle superstringhe, che include la teoria quantistica della gravità (sebbene tutt'altro che completa). Secondo questa teoria, lo spazio non ha tre dimensioni, ma almeno nove. Non notiamo dimensioni extra, perché sono avvolte in una scala così piccola che i nostri strumenti non le percepiscono. Tuttavia, la gravità è onnipresente, penetra in dimensioni nascoste. In tre dimensioni, la forza di gravità è inversamente proporzionale al quadrato della distanza, e in nove dimensioni è l'ottava potenza. Pertanto, in un mondo multidimensionale, l'intensità del campo gravitazionale aumenta molto più velocemente al diminuire della distanza che in uno tridimensionale. In questo caso, la lunghezza di Planck aumenta molte volte e la massa minima del foro diminuisce drasticamente.

La teoria delle stringhe prevede che un buco nero con una massa di soli 10-20 g possa nascere nello spazio a nove dimensioni. massa protonica dispersi nel superacceleratore del cern. Secondo lo scenario più ottimistico, sarà in grado di produrre una buca ogni secondo, che vivrà per circa 10-26 secondi. Nel processo della sua evaporazione nasceranno tutti i tipi di particelle elementari, che saranno facili da registrare. La scomparsa del buco comporterà il rilascio di energia e, che non è sufficiente nemmeno per riscaldare un microgrammo di acqua per millesimo di grado. Pertanto, c'è la speranza che LHC si trasformi in una fabbrica di buchi neri innocui. Se questi modelli sono corretti, anche i rivelatori orbitali di raggi cosmici di nuova generazione saranno in grado di rilevare tali buchi.

Tutto quanto sopra si applica ai buchi neri stazionari. Nel frattempo, ci sono fori rotanti che hanno un sacco di proprietà interessanti. I risultati dell'analisi teorica della radiazione dei buchi neri hanno portato anche a un serio ripensamento del concetto di entropia, che merita anche un discorso a parte.

Super volani spaziali

I buchi neri statici elettricamente neutri, di cui abbiamo parlato, non sono completamente tipici del mondo reale. Le stelle che collassano tendono a ruotare e possono anche essere caricate elettricamente.

Il teorema della testa calva

I buchi giganti nei nuclei galattici, con ogni probabilità, sono formati dai centri primari di condensazione gravitazionale: un singolo buco "poststellare" o più buchi che si sono fusi a seguito di collisioni. Tali buchi di semi inghiottono le stelle vicine e il gas interstellare e quindi aumentano la loro massa molte volte. La materia che ricade sotto l'orizzonte ha di nuovo sia una carica elettrica (gas cosmici e particelle di polvere si ionizzano facilmente) sia un momento rotatorio (la caduta avviene con una torsione, a spirale). In qualsiasi processo fisico si conservano il momento di inerzia e di carica, e quindi è naturale presumere che la formazione di buchi neri non faccia eccezione.

Ma un'affermazione ancora più forte è vera, caso speciale che è stato formulato nella prima parte dell'articolo (vedi A. Levin, The Amazing History of Black Holes, Popular Mechanics n. 11, 2005). Qualunque siano gli antenati di un buco nero macroscopico, riceve da loro solo massa, momento di rotazione e carica elettrica. Nelle parole di John Wheeler, "Un buco nero non ha capelli". Sarebbe più corretto dire che non più di tre "peli" pendono dall'orizzonte di ogni buco, come dimostrato dagli sforzi combinati di diversi fisici teorici negli anni '70. È vero, una carica magnetica deve essere conservata anche in un buco, i cui ipotetici portatori, i monopoli magnetici, furono predetti da Paul Dirac nel 1931. Tuttavia, queste particelle non sono state ancora scoperte ed è troppo presto per parlare del quarto "pelo". In linea di principio, potrebbero esserci ulteriori "capelli" associati ai campi quantistici, ma in un buco macroscopico sono completamente invisibili.

Eppure si girano

Se una stella statica viene ricaricata, la metrica spazio-temporale cambierà, ma l'orizzonte degli eventi rimarrà comunque sferico. Tuttavia, i buchi neri stellari e galattici, per una serie di ragioni, non possono trasportare una grande carica, quindi questo caso non è molto interessante dal punto di vista dell'astrofisica. Ma la rotazione del foro comporta conseguenze più gravi. Innanzitutto, la forma dell'orizzonte cambia. Le forze centrifughe lo comprimono lungo l'asse di rotazione e lo allungano sul piano dell'equatore, in modo che la sfera si trasformi in qualcosa di simile a un ellissoide. In sostanza, la stessa cosa accade con l'orizzonte come con qualsiasi corpo rotante, in particolare con il nostro pianeta - dopotutto, il raggio equatoriale della Terra è 21,5 km più lungo di quello polare. In secondo luogo, la rotazione riduce le dimensioni lineari dell'orizzonte. Ricordiamo che l'orizzonte è la linea di demarcazione tra eventi che possono inviare o meno segnali a mondi lontani. Se la gravità del foro cattura i quanti di luce, le forze centrifughe, al contrario, contribuiscono alla loro fuga nello spazio esterno. Pertanto, l'orizzonte di un buco rotante dovrebbe essere posizionato più vicino al suo centro rispetto all'orizzonte di una stella statica con la stessa massa.

Ma non è tutto. Il buco nella sua rotazione trascina con sé lo spazio circostante. Nelle immediate vicinanze della buca il trascinamento è completo, in periferia si indebolisce progressivamente. Pertanto, l'orizzonte del buco è immerso in una speciale regione dello spazio: l'ergosfera. Il confine dell'ergosfera tocca l'orizzonte ai poli e si allontana da esso nel piano dell'equatore. Su questa superficie, la velocità di trascinamento dello spazio è uguale alla velocità della luce; dentro è maggiore della velocità della luce, e fuori è minore. Pertanto, qualsiasi corpo materiale, sia esso una molecola di gas, una particella di polvere cosmica o una sonda da ricognizione, quando entrerà nell'ergosfera, inizierà sicuramente a ruotare attorno al foro, e nella stessa direzione di se stesso.

Generatori di stelle

La presenza di un'ergosfera, in linea di principio, consente di utilizzare un buco come fonte di energia. Lascia che qualche oggetto penetri nell'ergosfera e si rompa in due frammenti. Potrebbe risultare che uno di loro cadrà sotto l'orizzonte e l'altro lascerà l'ergosfera e la sua energia cinetica supererà l'energia iniziale dell'intero corpo! L'ergosfera ha anche la capacità di amplificare la radiazione elettromagnetica che cade su di essa e viene nuovamente dispersa nello spazio (questo fenomeno è chiamato superradiazione).

Tuttavia, la legge di conservazione dell'energia è incrollabile: le macchine a moto perpetuo non esistono. Quando un buco eccita una particella o una radiazione, la sua stessa energia di rotazione diminuisce. Il supervolano spaziale rallenta gradualmente e alla fine potrebbe anche fermarsi. È stato calcolato che fino al 29% della massa del foro può essere convertito in energia in questo modo. Più efficiente di questo processo è solo l'annientamento di materia e antimateria, poiché in questo caso la massa viene completamente convertita in radiazione. Ma il combustibile termonucleare solare si esaurisce con un'efficienza molto inferiore, circa lo 0,6%.

Di conseguenza, un buco nero in rapida rotazione è quasi un generatore di energia ideale per le superciviltà cosmiche (se, ovviamente, ce ne sono). In ogni caso, la natura utilizza questa risorsa da tempo immemorabile. I quasar, le più potenti "stazioni radio" cosmiche (sorgenti di onde elettromagnetiche), si nutrono dell'energia di giganteschi fori rotanti situati nei nuclei delle galassie. Questa ipotesi è stata avanzata da Edwin Salpeter e Yakov Zel'dovich nel 1964 e da allora è stata generalmente accettata. La materia che si avvicina al foro forma una struttura ad anello, il cosiddetto disco di accrescimento. Poiché lo spazio vicino al foro è fortemente distorto dalla sua rotazione, la zona interna del disco si mantiene sul piano equatoriale e si assesta lentamente verso l'orizzonte degli eventi. Il gas in questa zona è fortemente riscaldato dall'attrito interno e genera radiazioni infrarosse, luminose, ultraviolette e raggi X e talvolta anche raggi gamma. I quasar emettono anche emissioni radio non termiche, dovute principalmente all'effetto sincrotrone.

Entropia molto superficiale

Il teorema del buco calvo nasconde una trappola molto insidiosa. Una stella che collassa è un mucchio di gas rovente compresso dalle forze gravitazionali. Maggiore è la densità e la temperatura del plasma stellare, minore è l'ordine e più caos al suo interno. Il grado di casualità è espresso in modo abbastanza specifico quantità fisica- entropia. Nel tempo, l'entropia di qualsiasi oggetto isolato aumenta: questa è l'essenza della seconda legge della termodinamica. L'entropia di una stella prima dell'inizio del collasso è proibitivamente alta e l'entropia di un buco sembra essere estremamente piccola, poiché sono necessari solo tre parametri per descrivere in modo univoco un buco. La seconda legge della termodinamica è violata nel corso del collasso gravitazionale?

Non è possibile presumere che durante la trasformazione di una stella in una supernova, la sua entropia venga portata via insieme al guscio espulso? Sfortunatamente no. Innanzitutto, la massa del guscio non può essere confrontata con la massa della stella, quindi la perdita di entropia sarà piccola. In secondo luogo, è facile elaborare una "confutazione" mentale ancora più convincente della seconda legge della termodinamica. Lascia che un corpo di temperatura diversa da zero, che possieda una certa entropia, cada nella zona di attrazione di un buco già preparato. Essendo caduto sotto l'orizzonte degli eventi, scomparirà insieme alle sue riserve di entropia e l'entropia del buco, a quanto pare, non aumenterà affatto. Si è tentati di affermare che l'entropia dell'alieno non scompare, ma viene trasferita all'interno del buco, ma questo è solo un trucco verbale. Le leggi della fisica si attuano nel mondo accessibile a noi e ai nostri dispositivi, e l'area sotto l'orizzonte degli eventi per qualsiasi osservatore esterno è terra incognita.

Questo paradosso è stato risolto dallo studente laureato di Wheeler Jacob Beckenstein. La termodinamica ha una risorsa intellettuale molto potente: lo studio teorico dei motori termici ideali. Beckenstein ha inventato un dispositivo mentale che converte il calore in lavoro utile usando un buco nero come riscaldatore. Usando questo modello, ha calcolato l'entropia di un buco nero, che si è rivelato proporzionale all'area dell'orizzonte degli eventi. Quest'area è proporzionale al quadrato del raggio del foro, che, ricordiamo, è proporzionale alla sua massa. Quando si cattura un oggetto esterno, la massa del foro aumenta, il raggio si allunga, l'area dell'orizzonte aumenta e, di conseguenza, l'entropia aumenta. I calcoli hanno dimostrato che l'entropia di un buco che ha inghiottito un oggetto alieno supera l'entropia totale di questo oggetto e del buco prima che si incontrassero. Allo stesso modo, l'entropia di una stella che collassa è di molti ordini di grandezza inferiore all'entropia di un buco successivo. Infatti, dal ragionamento di Beckenstein deriva che la superficie di un buco ha una temperatura diversa da zero e quindi deve semplicemente emettere fotoni termici (e, se sufficientemente riscaldati, altre particelle). Tuttavia, Beckenstein non ha osato arrivare a tanto (questo passo è stato fatto da Stephen Hawking).

A cosa siamo arrivati? Pensare ai buchi neri non solo lascia incrollabile la seconda legge della termodinamica, ma permette anche di arricchire il concetto di entropia. L'entropia di un corpo fisico ordinario è più o meno proporzionale al suo volume e l'entropia di un buco è proporzionale alla superficie dell'orizzonte. Si può rigorosamente provare che è maggiore dell'entropia di qualsiasi oggetto materiale con le stesse dimensioni lineari. Significa che massimo l'entropia di un'area chiusa dello spazio è determinata esclusivamente dall'area del suo confine esterno! Come si vede, l'analisi teorica delle proprietà dei buchi neri ci permette di trarre conclusioni molto profonde di natura fisica generale.

Guardando nelle profondità dell'universo

Com'è la ricerca dei buchi neri nelle profondità dello spazio? Questa domanda "Meccanica popolare" ha posto il famoso astrofisico - Professore Università di Harvard Ramesh Narayan.

“La scoperta dei buchi neri dovrebbe essere considerata una delle più grandi conquiste dell'astronomia e dell'astrofisica moderne. Negli ultimi decenni sono state identificate nello spazio migliaia di sorgenti di raggi X, ciascuna costituita da una stella normale e da un piccolissimo oggetto non luminoso circondato da un disco di accrescimento. I corpi oscuri, le cui masse variano da una e mezza a tre masse solari, sono probabilmente stelle di neutroni. Tuttavia, tra questi oggetti invisibili ci sono almeno due dozzine di candidati quasi al cento per cento per il ruolo di buco nero. Inoltre, gli scienziati sono giunti al consenso sul fatto che almeno due giganteschi buchi neri si nascondono nei nuclei galattici. Uno di questi è al centro della nostra Galassia; secondo la pubblicazione dello scorso anno da parte di astronomi statunitensi e tedeschi, la sua massa è di 3,7 milioni di masse solari (M s). Alcuni anni fa, i miei colleghi dell'Harvard-Smithsonian Astrophysical Center, James Moran e Lincoln Greenhill, hanno dato il principale contributo alla pesatura del buco al centro della galassia di Seyfert NGC 4258, che ha tirato 35 milioni di M s. Con ogni probabilità, nei nuclei di molte galassie ci sono buchi con una massa da un milione a diversi miliardi di M s.

Finora, non c'è modo di fissare dalla Terra una firma davvero unica di un buco nero: la presenza di un orizzonte degli eventi. Tuttavia, sappiamo già come assicurarci della sua assenza. Il raggio di una stella di neutroni è di 10 chilometri; il raggio dei buchi nati a seguito del collasso stellare è dello stesso ordine di grandezza. Tuttavia, una stella di neutroni ha una superficie solida, mentre un buco no. La caduta di materia sulla superficie di una stella di neutroni comporta esplosioni termonucleari, che danno luogo a lampi periodici di raggi X di una seconda durata. E quando il gas raggiunge l'orizzonte del buco nero, vi passa sotto e non si manifesta come radiazione. Pertanto, l'assenza di brevi lampi di raggi X è una potente conferma della natura del foro dell'oggetto. Tutte le due dozzine di sistemi binari, presumibilmente contenenti buchi neri, non emettono tali bagliori.

È impossibile non ammettere che ora siamo costretti ad accontentarci di prove negative dell'esistenza dei buchi neri. Gli oggetti che dichiariamo buchi non possono essere altro dal punto di vista dei modelli teorici generalmente accettati. Per dirla in altro modo, li consideriamo dei buchi solo perché non possiamo ragionevolmente considerarli nient'altro. Spero che le prossime generazioni di astronomi abbiano un po' più di fortuna".

Si può aggiungere alle parole del professor Narayan che gli astronomi hanno creduto a lungo nella realtà dell'esistenza dei buchi neri. Storicamente, il primo candidato affidabile per questa posizione è stato il compagno oscuro della supergigante blu molto brillante HDE 226868, a 6500 anni luce da noi. È stato scoperto all'inizio degli anni '70 nel sistema binario a raggi X Cygnus X-1. Secondo gli ultimi dati, la sua massa è di circa 20 M s. Vale la pena notare che il 20 settembre di quest'anno sono stati pubblicati dati che hanno quasi completamente dissipato i dubbi sulla realtà di un altro buco di scala galattica, la cui esistenza gli astronomi sospettavano per la prima volta 17 anni fa. Si trova al centro della galassia M31, meglio conosciuta come la Nebulosa di Andromeda. Galaxy M31 è molto vecchio, circa 12 miliardi di anni. Anche il buco è piuttosto grande: 140 milioni di masse solari. Nell'autunno del 2005, astronomi e astrofisici erano finalmente convinti dell'esistenza di tre buchi neri supermassicci e di un paio di dozzine in più dei loro più modesti compagni.

Il verdetto dei teorici

Popular Mechanics è stato anche in grado di parlare con due dei massimi teorici della gravità del mondo che hanno dedicato decenni alla ricerca sui buchi neri. Abbiamo chiesto loro di elencare i risultati più importanti in questo settore. Ecco cosa dice un professore di fisica teorica alla California Istituto di Tecnologia Kip Thorne:

“Se parliamo di buchi neri macroscopici, che sono ben descritti dalle equazioni GR, nel campo della loro teoria, i risultati principali sono stati ottenuti negli anni '60-'80 del XX secolo. Per quanto riguarda i lavori recenti, i più interessanti ci hanno permesso di comprendere meglio i processi che si verificano all'interno di un buco nero mentre invecchia. Negli ultimi anni è stata prestata notevole attenzione ai modelli di buchi neri in spazi multidimensionali, che appaiono naturalmente nella teoria delle stringhe. Ma questi studi non si riferiscono più ai buchi classici, ma quantistici, che non sono stati ancora scoperti. Il risultato principale anni recenti- conferma astrofisica molto convincente della realtà dell'esistenza di buchi con una massa di diverse masse solari, nonché buchi supermassicci nei centri delle galassie. Oggi non c'è più alcun dubbio che questi buchi esistano davvero e che comprendiamo bene i processi della loro formazione.

Valery Frolov, uno studente dell'accademico Markov, professore all'Università di Alberta, in Canada, ha risposto alla stessa domanda:

“Prima di tutto, chiamerei la scoperta di un buco nero al centro della nostra Galassia. Molto interessanti sono anche gli studi teorici di buchi in spazi con dimensioni aggiuntive, dai quali discende la possibilità della nascita di minibuchi negli esperimenti su acceleratori-collider e nei processi di interazione dei raggi cosmici con la materia terrestre. Stephen Hawking ha recentemente pubblicato una prestampa di un articolo che suggerisce che la radiazione termica di un buco nero restituisce completamente al mondo esterno le informazioni sullo stato degli oggetti che sono caduti sotto il suo orizzonte. In precedenza, credeva che queste informazioni stessero scomparendo irreversibilmente, ma ora è giunto alla conclusione opposta. Tuttavia, va sottolineato che questo problema può essere finalmente risolto solo sulla base della teoria quantistica della gravità, che non è stata ancora costruita.

Il lavoro di Hawking merita un commento a parte. Dai principi generali della meccanica quantistica deriva che nessuna informazione scompare senza lasciare traccia, tranne che passa in una forma meno "leggibile". Tuttavia, i buchi neri distruggono irreversibilmente la materia e, a quanto pare, trattano le informazioni altrettanto duramente. Nel 1976 Hawking pubblicò un articolo in cui questa conclusione era supportata da un apparato matematico. Alcuni teorici erano d'accordo con lui, altri no; in particolare, i teorici delle stringhe credevano che l'informazione fosse indistruttibile. L'estate scorsa, in una conferenza a Dublino, Hawking ha affermato che le informazioni sono ancora archiviate e lasciano la superficie di un foro di evaporazione insieme alla radiazione termica. A questo incontro, Hawking presentò solo un diagramma dei suoi nuovi calcoli, promettendo di pubblicarli integralmente a tempo debito. E ora, come ha detto Valery Frolov, questo lavoro è diventato disponibile come prestampa.

Infine, abbiamo chiesto al professor Frolov di spiegare perché considera i buchi neri una delle invenzioni più fantastiche dell'intelletto umano.

“Gli astronomi hanno scoperto da tempo oggetti che non richiedevano essenzialmente nuove idee fisiche per essere compresi. Questo vale non solo per pianeti, stelle e galassie, ma anche per corpi esotici come nane bianche e stelle di neutroni. Ma un buco nero è qualcosa di completamente diverso, è una svolta nell'ignoto. Qualcuno ha detto che le sue viscere sono il posto migliore per posizionare gli inferi. Lo studio dei buchi, in particolare delle singolarità, obbliga semplicemente all'uso di tali concetti e modelli non standard che fino a poco tempo fa non erano praticamente discussi in fisica, ad esempio la gravità quantistica e la teoria delle stringhe. Qui sorgono molti problemi, insoliti per la fisica, persino dolorosi, ma, come ora è chiaro, sono assolutamente reali. Pertanto, lo studio dei buchi richiede costantemente approcci teorici fondamentalmente nuovi, compresi quelli che sono al limite della nostra conoscenza del mondo fisico”.