Ottobre 2001
I misteriosi figli della gravità
(Raffaele Battaglia)

La forza di gravità è una delle quattro forze fondamentali della natura. Diversamente dalle prime tre, la nucleare forte, la nucleare debole e l'elettromagnetica, la forza di gravità agisce esercitando un'influenza esclusivamente attrattiva su ogni massa, fino a distanze molto grandi. Non vi è, dunque, alcuna differenza fra la forza che induce gli oggetti sulla Terra a cadere verso il basso, i pianeti a compiere orbite ellittiche intorno al Sole, le galassie a raggrupparsi in ammassi. [vedi articolo "La forza di gravità: riflessioni di Newton"]

Nel XVII secolo, grazie alla legge della gravitazione di Isaac Newton (1642-1727), si arrivò a comprendere il modo in cui tale forza agiva, ponendo fine all'idea dell'esistenza di una "posizione assoluta" nell'universo. Tale legge, però, non era sufficiente a giustificare alcune anomalie osservate, come ad esempio il moto di precessione del perielio di Mercurio.

Agli inizi di questo secolo, il lavoro svolto da Albert Einstein (1879-1955) cambiò completamente il concetto di forza gravitazionale della fisica classica, sgretolando l'idea comune di "tempo assoluto". Nel quadro di tale rivoluzione, Einstein sviluppò quella che oggi conosciamo con il nome di Teoria della Relatività Generale. In essa la gravità non viene più considerata come una forza che agisce tra corpi aventi massa, ma come una perturbazione che questi esercitano sulla geometria dello spazio e del tempo, dove il tempo non è più un concetto astratto, bensì una vera e propria quarta dimensione fisica.

Nel caso dei fenomeni fisici che fanno parte dell'esperienza di ogni giorno, la teoria della gravitazione di Newton è sufficiente a spiegare e prevedere i meccanismi della gravitazione, ma esistono luoghi nell'universo dove gli eventi non possono essere più spiegati classicamente, ma solo con l'ausilio della Relatività Generale. Fra questi, i rappresentanti più indicati sono i buchi neri.

Albert Einstein
Tali oggetti, denominati in tal modo nel 1960 da John Wheeler, rappresentano uno dei possibili stadi evolutivi finali di una stella di grande massa. Quando, infatti, una stella esaurisce il combustibile nucleare, l'equilibrio di forze al suo interno viene a mancare e il suo destino sarà determinato dalla quantità di massa di cui essa è composta. [vedi articolo "La spettacolare esplosione delle stelle"]

Fino alla fine degli anni venti, si credeva che fosse impossibile per una stella contrarsi oltre un certo limite e tale certezza era dettata dal considerare l'inviolabilità del "principio di esclusione" di Pauli. Secondo tale principio, ciascun livello energetico di un atomo può contenere al massimo due elettroni. Quando gli elettroni di un atomo, "schiacciati" dalle immani pressioni, hanno riempito i livelli energetici più bassi, la repulsione da essi generata dovrebbe essere sufficiente a ostacolare il collasso gravitazionale.

Ma nel 1928 un giovane studente indiano, Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995), durante un viaggio di studio in Inghilterra, calcolò che se una nana bianca si fosse ulteriormente contratta, la repulsione degli elettroni, indotta dal principio di esclusione di Pauli, non sarebbe bastata a contrastare la forza di gravità. Il limite calcolato in 1,4 masse solari è oggi noto come "limite di Chandrasekhar". Se le regioni centrali della stella avessero superato questo limite, come sottolineò Edmund G. H. Landau (1877-1938), questa si sarebbe ulteriormente contratta, fino a quando la repulsione, prevista in questo caso fra neutroni e protoni, avrebbe instaurato un nuovo regime di equilibrio. Un oggetto di questo tipo doveva avere un diametro di pochi chilometri e una densità di centinaia di milioni di tonnellate per centimetro cubo. I risultati di Chandrasekhar e Landau restarono al centro di controversie per lungo tempo, fino a quando la scoperta della prima pulsar da parte di Jocelyn Bell nel 1967, diede conferma definitiva dell'esistenza delle stelle di neutroni.

Ma cosa avviene quando anche la repulsione all'interno dei nuclei atomici viene infranta dalla forza di gravità? In tali circostanze, se il nucleo di un stella è più massiccio di 3 masse solari, non vi è alcun fenomeno noto capace di ostacolare il collasso. La gravità finisce con il prevalere, facendo contrarre l'intera stella fino alle dimensioni di pochi chilometri, generando un buco nero. La forza attrattiva è tale da non lasciar sfuggire neanche la luce e agli occhi di un'osservatore esterno l'oggetto "appare", per l'appunto, completamente nero.

Già nel 1783, John Michell (1724-1793) e indipendentemente Pierre-Simon Laplace (1749-1827), considerando la luce nell'ambito della teoria corpuscolare, erano giunti alla conclusione che una stella con dimensioni e densità sufficientemente grandi avrebbe avuto una velocità di fuga tale da impedire anche alla luce di sfuggirle. Oggi sappiamo che l'idea di Michell e Laplace, anche se portava a conclusioni molto simili a quelle moderne, era basata su presupposti errati. La conclusione a cui erano giunti non poteva essere giustificata in modo ragionevole, attraverso la teoria della gravitazione di Newton. La luce ha, infatti, una velocità costante, qualsiasi sia il sistema di riferimento considerato, e dunque considerarla simile a un corpo materiale, che per via della forza di gravità rallenta la propria velocità via via che si allontana dal centro attrattore, è concettualmente errato. Solo grazie alla teoria della Relatività Generale è stato possibile avere gli strumenti necessari alla comprensione delle implicazioni fisiche indotte dalla presenza di un buco nero.

Effetto di curvatura dei raggi di luce
Il lavoro svolto dal fisico americano Robert Oppenheimer (1904-1967), con l'ausilio degli strumenti matematici forniti dalla teoria della Relatività Generale, ha permesso di comprendere il comportamento della luce in presenza di un intenso campo gravitazionale. La presenza di un corpo enormemente massivo e denso incurva il percorso della luce nello spazio-tempo. Via via che una stella si contrae, la sua forza di gravità diviene più intensa e tale percorso si incurva sempre di più. Quando le dimensioni della stella raggiungono un raggio critico, detto "raggio di Schwarzschild", i raggi di luce si curvano su se stessi e vengono intrappolati per sempre, senza alcuna possibilità di poter sfuggire nello spazio.

Così come le onde elettromagnetiche, qualsiasi oggetto che dovesse attraversare la regione limite, chiamata orizzonte degli eventi, non potrebbe più sfuggire verso l'esterno. L'orizzonte degli eventi è dunque quella regione di confine al di fuori della quale la luce ha ancora la possibilità di sfuggire e delimita le dimensioni di un buco nero. Ciò che succede all'interno di tale regione non può essere percepito dall'esterno e lo stesso concetto di tempo, come noi lo conosciamo, non ha più significato.

Rappresentazione di una distorsione spaziale indotta da un intenso centro di massa
Secondo la teoria della Relatività, infatti, qualsiasi corpo avente massa incurva lo spazio intorno a se. L'entità di tale deformazione definisce il campo gravitazionale. Per avere un'idea approssimativa si pensi a un telo molto teso, al centro del quale viene posta una sfera. Il telo verrà deformato dal peso del corpo e qualsiasi altra sferetta lanciata in linea retta nella sua direzione, devierà dal suo moto rettilineo in funzione della depressione che incontrerà. Se la massa della sfera è troppo grande il telo verrà perforato e ogni oggetto che dovesse cadere all'interno del buco non potrà più uscirvi. Allo stesso modo anche il tempo viene distorto dalla presenza di un campo gravitazionale. Un'osservatore posto a grande distanza da un buco nero osserverebbe lo scorrere del tempo di un ipotetico astronauta, in avvicinamento all'orizzonte degli eventi, rallentare sempre più fino a quando, attraversata la regione di confine, non ne potrebbe trarre più alcuna informazione. Per l'astronauta, invece, lo spazio e il tempo non avrebbero più alcun significato.

Ma come è possibile poter osservare i buchi neri e avere una conferma definitiva della loro reale esistenza?

Disegno artistico di un buco nero in un sistema binario
Per quanto detto finora, la possibile via è quella di cercare delle prove indirette. È noto, infatti, che la maggior parte delle stelle della nostra galassia sono in realtà legate gravitazionalmente in sistemi binari o multipli. La presenza di un buco nero può, dunque, essere rivelata osservando stelle che ruotano intorno a una compagna "invisibile". Mediante le leggi di Keplero e l'analisi spettroscopica del moto orbitale, attraverso l'effetto Doppler, è possibile conoscerne la massa e capire, così, se si è in presenza di un buco nero. In aggiunta, se il buco nero risulta troppo vicino alla stella compagna, l'immensa gravità da esso generata strappa via materia da quest'ultima. Tale materia, cadendo nel buco nero, spiraleggia intorno a esso, scaldandosi ed emettendo raggi X e gamma.

Una delle prime binarie X di questo tipo, scoperta durante una campagna osservativa svolta per mezzo di satelliti dedicati, fu individuata nella costellazione del Cigno e per tale motivo prese il nome di Cygnus X-1.

Questi oggetti, tanto inquietanti quanto misteriosi, la cui presenza è stata teorizzata dagli scienziati nel corso di questi ultimi secoli, esercitano un fascino enorme. Tutt'oggi i buchi neri si celano ostinatamente agli occhi indiscreti degli astronomi e soltanto qualche debole traccia fa presumere la loro esistenza. Svelarne i segreti e scoprirne la reale presenza nel nostro universo sarà, dunque, una delle più grandi conquiste scientifiche del futuro, a conferma dei traguardi raggiunti finora dall'intelletto umano.

Immagine X di Cygnus X-1





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