Buco nero stellare

Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.
Se riscontri problemi nella visualizzazione dei caratteri, clicca qui.
Rappresentazione artistica di Cygnus X-1, una sorgente X che si ritiene esser formata da una stella ed un buco nero stellare.

Un buco nero stellare (o buco nero di massa stellare) è un buco nero che si forma dal collasso gravitazionale di una stella massiccia (20 o più masse solari, sebbene non si conosca esattamente, a causa degli svariati parametri da cui dipende, la massa minima che dovrebbe avere la stella) alla fine della propria evoluzione. Il processo di formazione dell'oggetto è ultimato con l'esplosione di una supernova o un gamma ray burst.
Il buco nero stellare più massiccio conosciuto sino ad ora (2007) è di 15,65 ± 1,45 M,[1] anche se vi sono prove che il buco nero contenuto nella sorgente X IC 10 X-1 possegga una massa superiore, stimata in 24-33 M.[2]

Generale[modifica | modifica sorgente]

L'evoluzione finale di una stella massiccia, che culmina col collasso di quest'ultima in un buco nero e l'esplosione di un gamma ray burst.

Teoricamente un buco nero potrebbe esistere a qualunque massa, secondo la teoria della relatività generale. Quanto più è piccola la massa, tanto maggiore deve essere la densità della materia perché si venga a formare un buco nero (vedere in merito la discussione sul raggio di Schwarzschild, un raggio teorico al di sotto del quale un corpo di una data massa sarebbe un buco nero). Attualmente gli astrofisici sono propensi a ritenere che non possano esistere buchi neri con masse inferiori ad alcune volte quella del Sole; se esistessero, si tratterebbe di buchi neri primordiali.

Il collasso gravitazionale di una stella massiccia, inevitabile al termine della sua esistenza poiché viene a mancare la fonte di energia (ovvero le reazioni di fusione nucleare) che contrasta la gravità, è uno dei processi con cui più frequentemente si creano tali oggetti. Se la massa della stella è inferiore ad un dato limite, anziché formarsi un buco nero si viene a creare una stella degenere (nana bianca o stella di neutroni). La massa massima che può esser raggiunta da una nana bianca è 1,44 M (massa di Chandrasekhar), mentre la massa limite raggiungibile da una stella neutronica non è ancora esattamente conosciuta, ma dovrebbe aggirarsi intorno alle 3 M; si ritiene però che vi sia un limite analogo a quello di Chandrasekhar, che prende il nome di limite di Oppenheimer-Volkoff e corrisponderebbe a 3,8 M. La massa del buco nero meno massiccio sino ad ora osservato è prossima a tale limite.[3]

I buchi neri stellari costituiscono l'esempio "più leggero" di questa classe di oggetti; infatti sono stati scoperti diversi altri tipi di buchi neri ben più pesanti: si tratta dei buchi neri di massa intermedia, che si trovano al centro degli ammassi globulari, ed i buchi neri supermassicci, che si troverebbero nel nucleo di tutte le galassie, come la nostra Via Lattea, comprese le galassie attive.

Ogni buco nero ha solamente tre caratteristiche fondamentali: massa, carica elettrica e momento angolare (spin). Si ritiene che quest'ultima caratteristica sia propria di tutti i buchi neri che si formano in natura, sebbene non siano ancora state condotte delle osservazioni specifiche su di essa. Lo spin di un buco nero stellare è dovuto alla conservazione del momento angolare della stella da cui il compatto corpo celeste ha avuto origine.

Buchi neri nelle binarie X[modifica | modifica sorgente]

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi Binaria X.
M33 X-7, una binaria X situata nella vicina Galassia del Triangolo; la componente principale è una stella massiccia con una massa 70 volte quella del Sole; il buco nero ha una massa circa 16 volte quella del Sole. L'immagine più grande è una rappresentazione artistica, mentre il riquadro è un fotomontaggio nel visibile e nei raggi X. (immagine NASA)

Alcuni tra i buchi neri recentemente scoperti si trovano all'interno di sistemi binari stretti, in cui sono legati gravitazionalmente ad un'altra stella, alla quale sono tanto vicini da sottrarre materia. Tale materia va a formare attorno al corpo celeste un disco di accrescimento, i cui costituenti, mentre precipitano sul corpo celeste acquisendo energia, vengono scaldati a temperature di milioni di K; si produce in questo modo una grande quantità di radiazione X, la quale fa apparire il sistema come una binaria X. Il buco nero risulterà dunque osservabili nei raggi X, mentre il compagno stellare sarà visibile anche nel visibile. Tuttavia, poiché il rilascio energetico da parte di buchi neri e stelle di neutroni è dello stesso ordine di magnitudine, i buchi neri e le stelle di neutroni nei sistemi binari sono difficili da distinguere. Le stelle neutroniche hanno però delle proprietà differenti, che permettono agli esperti di distinguerle dai buchi neri: mostrano infatti una rotazione differenziale, possiedono intensi campi magnetici e manifestano talvolta dei fenomeni esplosivi localizzati (detti lampi termonucleari).

Inoltre buchi neri e stelle neutroniche differiscono per le masse, le quali sono calcolate nelle binarie X grazie all'osservazione combinata di immagini nel visibile e nei raggi X. Tutte le stelle di neutroni individuate hanno una massa non superiore a 3-5 M, mentre nessuno degli oggetti scoperti che abbia una massa superiore a 5 M mostrava delle proprietà assimilabili a quelle delle stelle di neutroni. Tutti questi dati rendono più probabile l'idea che gli oggetti con masse superiori a 5 masse solari siano effettivamente buchi neri.

È da notare che la prova dell'esistenza dei buchi neri non è basata esclusivamente su dati empirici osservativi, ma anche su ipotesi teoriche: infatti non è possibile pensare all'esistenza di altri oggetti con le medesime caratteristiche nei sistemi binari stretti eccetto i buchi neri. Una prova certa della loro esistenza sarebbe se qualcuno osservasse realmente l'orbita di un qualche oggetto (o bolla gassosa) mentre precipita all'interno del buco nero.

Possibili buchi neri di massa stellare nella nostra Galassia[modifica | modifica sorgente]

La nostra galassia, la Via Lattea, contiene diversi possibili candidati al ruolo di buchi neri di massa stellare, posti molto più vicini a noi rispetto al buco nero supermassiccio posto nel centro galattico, ritenuto essere il responsabile della radiosorgente Sagittarius A. Ciascun candidato fa parte di una binaria X, nella quale l'oggetto compatto sottrae materia al compagno. Il range delle masse di tali buchi neri va da un minimo di 3 a poco più di una dozzina di masse solari.[4][5]

          Nome           Massa del
buco nero (M)
Massa del compagno
stellare (M)
Periodo orbitale (giorni) Distanza dalla Terra
(anni luce)
A0620-00 9−13 2,6−2,8 0,33 ~ 3500
GRO J1655-40 6−6,5 2,6−2,8 2,8 5000−10000
XTE J1118+480 6,4−7,2 6−6,5 0,17 6200
Cyg X-1 7−13 ≥18 5,6 6000−8000
GRO J0422+32 3−5 1,1 0,21 ~ 8500
GS 2000+25 7−8 4,9−5,1 0,35 ~ 8800
V404 Cyg 10−14 6,0 6,5 ~ 10000
GX 339-4 5−6 1,75 ~ 15000
GRS 1124-683 6,5−8,2 0,43 ~ 17000
XTE J1550-564 10−11 6,0−7,5 1,5 ~ 17000
XTE J1819-254 10−18 ~3 2,8 < 25000
4U 1543-475 8−10 0,25 1,1 ~ 24000
GRS 1915+105 >14 ~1 33,5 ~ 40000
XTE J1650-500 3,8 ± 0,5[6] . 0.32[7] .
Una binaria X: la microquasar GRO J1655-40.

Note[modifica | modifica sorgente]

  1. ^ Nature 449, 799-801 (18 October 2007)
  2. ^ Prestwich et al., The Astrophysical Journal, volume 669, part 2 (2007), pages L21–L24
  3. ^ NASA Scientists Identify Smallest Known Black Hole, 1º aprile 2008.
  4. ^ J. Casares: Observational evidence for stellar mass black holes. Preprint
  5. ^ M.R. Garcia et al.: Resolved Jets and Long Period Black Hole Novae. Preprint
  6. ^ Scientists Discovered the Smallest Black Hole
  7. ^ Orosz, J.A. et al. (2004) ApJ 616,376-382.[1], Volume 616, Issue 1, pp. 376-382.

Bibliografia[modifica | modifica sorgente]

  • (EN) Stephen Hawking, A Brief History of Time, Bantam Books, 1988. ISBN 0-553-17521-1.
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia, Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia, Milano, Garzanti, 2005. ISBN 88-11-50517-8.
  • W. Owen, et al, Atlante illustrato dell'Universo, Milano, Il Viaggiatore, 2006. ISBN 88-365-3679-4.

Voci correlate[modifica | modifica sorgente]

Altri progetti[modifica | modifica sorgente]

Collegamenti esterni[modifica | modifica sorgente]