Calabozo

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La imagen del horizonte de eventos del agujero negro supermasivo en el centro de la galaxia Messier 87 , propuesta en 2019 gracias a dos años de detecciones por los radiotelescopios del Event Horizon Telescope [1] . En la imagen podemos observar la "sombra" del agujero negro: la materia atraída hacia su interior, calentándose, emite luz parcialmente observable gracias a radiotelescopios, haciendo observable la zona de "sombra" dentro del agujero negro. [2]
Agujero negro en el centro de la galaxia NGC 4261 , a 100 millones de años luz de nosotros, en la constelación de Virgo. En base a la velocidad de rotación del disco que lo rodea, su masa se estima en 1.200 millones de masas solares, aunque ocupa un espacio no mayor que el Sistema Solar.

En astrofísica un agujero negro es un cuerpo celeste con un campo gravitacional tan intenso que no deja escapar materia o radiación electromagnética , es decir, desde un punto de vista relativista , una región del espacio-tiempo con una curvatura tan grande que nada de su interior puede escapar, ni siquiera la luz [3] siendo la velocidad de escape superior a c .

El agujero negro es el resultado de implosiones de masas suficientemente altas. La gravedad domina sobre cualquier otra fuerza, por lo que se produce un colapso gravitacional que tiende a concentrar el espacio-tiempo en un punto [4] en el centro de la región, donde se teoriza un estado de curvatura de materia que tiende al infinito y un volumen que tiende a cero, llamado singularidad , con características desconocidas y ajenas a las leyes de la relatividad general . El límite del agujero negro se define como el horizonte de eventos , una región que delimita sus límites observables de una manera peculiar.

Debido a las propiedades antes mencionadas, el agujero negro no es directamente observable. Su presencia se revela solo indirectamente a través de sus efectos en el espacio circundante: las interacciones gravitacionales con otros cuerpos celestes y sus emisiones (ver lente gravitacional ), la irradiación principalmente electromagnética de la materia capturada por su campo de fuerza. Durante las décadas posteriores a la publicación de la Relatividad General , base teórica de su existencia, se recogieron numerosas observaciones que podrían interpretarse, aunque no siempre de forma unívoca, como evidencia de la presencia de agujeros negros, especialmente en algunas galaxias activas y sistemas estelares binarios X . [5] La existencia de tales objetos ahora está definitivamente demostrada y gradualmente se identifican nuevos con masa muy variable, desde valores de alrededor de 5 a miles de millones de masas solares .

Fondo

Agujero negro en una representación artística

En la física clásica , basada en los principios de la dinámica , se teorizó en el siglo XVIII la posibilidad de que un cuerpo tuviera una masa tan grande que no permitiera, ni siquiera la luz, sobrepasar la velocidad de escape, razón por la cual este cuerpo han sido invisibles. En 1783 el científico inglés John Michell sugirió en una carta a Henry Cavendish (publicada más tarde en los informes de la Royal Society [6] ) que la velocidad de escape de un cuerpo celeste podría ser mayor que la velocidad de la luz, dando lugar a lo que llamó una "estrella oscura" (estrella oscura). En 1798, Pierre-Simon de Laplace informó de esta idea en la primera edición de su Traité de mécanique céleste .

El término "agujero negro" fue acuñado por el físico John Archibald Wheeler . El adjetivo "negro" deriva del hecho de que no puede emitir luz. El hecho de que ninguna partícula capturada allí pueda volver a emerger (ni siquiera fotones ) es la razón del término "agujero".

Sin embargo, desde un punto de vista relativista, el físico Karl Schwarzschild teorizó un concepto de agujero negro en 1916, solo un año después de la publicación de la teoría de la relatividad general . En relatividad general, el campo gravitacional se describe como la deformación del espacio-tiempo causada por un objeto muy masivo, y la velocidad de la luz es una constante limitante. Al explorar algunas soluciones a las ecuaciones de la teoría, Schwarzschild calculó que un cuerpo hipotéticamente de muy alta densidad produciría tal deformación en su vecindad que la luz que se aleja de él tendería a sufrir un desplazamiento rojo gravitacional infinito. El concepto teorizado por Schwarzschild depende de la densidad del objeto, es decir, en abstracto, podría aplicarse a cualquier objeto cuyo volumen fuera extremadamente pequeño en comparación con su masa, incluso si, en realidad, no se conoce ningún medio que pueda proporcionar un objeto. con una masa pequeña la energía necesaria para concentrar la materia hasta tal punto: la única fuerza conocida en el universo capaz de desarrollar tal intensidad es la fuerza de gravedad , en presencia de una gran cantidad de materia.

Agujeros negros según la relatividad general

En 1915, Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad general, habiendo demostrado previamente que la fuerza gravitacional afecta a la luz. Solo unos meses después, Karl Schwarzschild encontró una solución para las ecuaciones de campo de Einstein, que describen el campo gravitacional de un punto material y una masa esférica. Unos meses después murió Schwarzschild y Johannes Droste , alumno de Hendrik Lorentz , dio de forma independiente la misma solución, ahondando en sus propiedades. Esta solución tuvo una extraña influencia en lo que ahora se llama el radio de Schwarzschild , que se convirtió en una singularidad en el sentido de que algunos de los términos de la ecuación de Einstein se volvieron infinitos. La naturaleza de esta superficie no se entendió completamente en ese momento. En 1924, Arthur Eddington demostró que la singularidad dejaba de existir con un cambio de coordenadas (ver coordenadas Eddington-Finkelstein), sin embargo no fue hasta 1933, cuando Georges Lemaître se dio cuenta de que la singularidad del rayo Schwarzschild era una singularidad coordinada no física. [7]

En 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculó, utilizando la relatividad especial, que un cuerpo no giratorio de materia degenerada por electrones por encima de un cierto límite de masa (ahora llamado límite de Chandrasekhar de 1,4 masas solares) no tiene soluciones estables. [8] Sus argumentos fueron refutados por muchos contemporáneos como Eddington y Lev Landau, quienes argumentaron que alguna fuerza aún desconocida evitaría que el cuerpo colapsara. [9] Esta teoría era parcialmente correcta: una enana blanca ligeramente más masiva que el límite de Chandrasekhar colapsará en una estrella de neutrones, [10] que es estable debido al principio de exclusión de Pauli . Pero en 1939, Robert Oppenheimer y otros predijeron que las estrellas de neutrones con una masa aproximadamente tres veces mayor que la del Sol (el límite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff ) colapsarían en agujeros negros por las razones presentadas por Chandrasekhar, y concluyeron que ninguna ley física habría intervenido para detener el colapso de algunos de estos. [11] Oppenheimer y sus coautores interpretaron la singularidad en el borde del radio de Schwarzschild como la superficie de una burbuja concentrada de materia en la que el tiempo puede ralentizarse e incluso detenerse. Esta conclusión es válida desde el punto de vista de un observador externo, mientras que no es válida para un observador que cae en el agujero. Debido a esta propiedad, las estrellas colapsadas se denominan "estrellas congeladas", [12] porque un observador externo vería la superficie de la estrella congelada en el tiempo, en el momento en que su colapso la colocó dentro del radio de Schwarzschild.

Poco después de la formulación de la relatividad general de Albert Einstein , resultó que la solución de las ecuaciones de Einstein (en ausencia de materia) representaba un campo gravitacional estático y esféricamente simétrico ( solución de Karl Schwarzschild , que corresponde al campo gravitacional central simétrico de la gravedad newtoniana ) implica la existencia de un límite ideal, llamado horizonte de sucesos , que se caracteriza por el hecho de que todo lo que lo pase, atraído por el campo gravitacional, ya no podrá retroceder. Dado que ni siquiera la luz puede atravesar el horizonte de sucesos de adentro hacia afuera, la región dentro del horizonte se comporta efectivamente como un agujero negro.

Dado que la solución de Schwarzschild describe el campo gravitacional en el vacío, representa exactamente el campo gravitacional fuera de una distribución de masa esféricamente simétrica: en teoría, un agujero negro podría ser producido por un cuerpo celeste masivo solo si tuviese tal densidad como para estar completamente contenido dentro del evento. horizonte (es decir, si el cuerpo celeste tuviera un radio menor que el radio de Schwarzschild correspondiente a su masa total). Por lo tanto, surgió la pregunta de si tal densidad se puede alcanzar como efecto del colapso gravitacional de una determinada distribución de materia. El propio Einstein (a quien la "singularidad" encontrada por Schwarzschild en su solución le parecía una peligrosa inconsistencia en la teoría de la relatividad general) discutió este punto en un artículo de 1939, concluyendo que para alcanzar tal densidad las partículas materiales tendrían que superar la velocidad de la luz, en contraste con la relatividad especial:

( ES )

"El resultado esencial de esta investigación es una comprensión clara de por qué las" singularidades de Schwarzschild "no existen en la realidad física".

( ES )

"El resultado fundamental de este estudio es la comprensión clara de por qué las" singularidades de Schwarzschild "no existen en la realidad física".

( A. Einstein [13] )

En realidad, Einstein había basado sus cálculos en la hipótesis de que los cuerpos en colapso orbitan alrededor del centro de masa del sistema, pero en el mismo año Robert Oppenheimer y H. Snyder [14] demostraron que se puede alcanzar la densidad crítica cuando las partículas colapsan radialmente. Posteriormente también el físico indio A. Raychaudhuri demostró que la situación considerada por Einstein no físicamente factible es, de hecho, perfectamente compatible con la relatividad general:

( ES )

“Se obtiene una solución no estática de las ecuaciones gravitacionales de Einstein que representan un grupo simétrico esférico de partículas que se mueven radialmente en un espacio que de otro modo estaría vacío. Si bien Einstein ha supuesto que la singularidad de Schwarzschild es físicamente inalcanzable ya que la materia no se puede concentrar arbitrariamente, la presente solución parece mostrar que no hay límite teórico para el grado de concentración y que la singularidad de Schwarzschild no tiene realidad física, ya que ocurre sólo en algunos sistemas de coordenadas particulares ".

( ES )

«[En este trabajo] obtenemos una solución no estática de las ecuaciones gravitacionales de Einstein que representa un agregado, con simetría esférica, de partículas que se mueven radialmente en un espacio vacío. Aunque Einstein sostuvo que la singularidad de Schwarzschild es físicamente inalcanzable, dado que la materia no puede concentrarse arbitrariamente, la presente solución parece demostrar que no hay límite teórico para el grado de concentración y que la singularidad de Schwarzschild no tiene significado físico en lo que aparece solo en sistemas de coordenadas particulares ".

( A. Raychaudhuri [15] )

En otras palabras, el horizonte de eventos no es una singularidad real del espacio-tiempo (en la solución de Schwarzschild la única singularidad geométrica verdadera se ubica en el origen de las coordenadas), sino que tiene la característica física de poder ser atravesado solo por el 'de afuera hacia adentro. De acuerdo con estas consideraciones teóricas, numerosas observaciones astrofísicas se remontan a la presencia de agujeros negros que atraen la materia circundante. [16] Según algunos modelos, pueden existir agujeros negros sin singularidades , debido a estados de materia más densos que una estrella de neutrones, pero no hasta el punto de generar una singularidad.

Según las teorías actualmente consideradas, un agujero negro solo puede formarse a partir de una estrella que tenga una masa mayor a unas 2,5 veces la del Sol, como consecuencia del Límite Tolman-Oppenheimer-Volkoff , aunque sea debido a los diversos procesos de pérdida. de masa sufrida por las estrellas al final de su vida, la estrella original debe ser al menos diez veces más masiva que el Sol. Las cifras citadas son meramente indicativas, ya que dependen de los detalles de los modelos utilizados para predecir la evolución estelar y, en particular, a partir de la composición química inicial de la nube de gas que dio origen a la estrella en cuestión. No se excluye la posibilidad de que un agujero negro pueda tener un origen no estelar, como se supone, por ejemplo, para los denominados agujeros negros primordiales .

Propiedades y estructura

Un agujero negro en una representación artística de la NASA

En astrofísica, el teorema de esencialidad [17] (en inglés sin teorema de cabello ) postula que todas las soluciones del agujero negro en las ecuaciones de Einstein-Maxwell sobre gravitación y electromagnetismo en relatividad general solo pueden caracterizarse por tres parámetros externos observables: masa , carga eléctrica y momento angular . [18] Toda otra información sobre la materia de la que se forma un agujero negro o sobre la materia que cae en él "desaparece" detrás de su horizonte de eventos y, por lo tanto, es permanentemente inaccesible para los observadores externos (ver también la paradoja de la información del agujero negro ). Dos agujeros negros que comparten estas mismas propiedades, o parámetros, son indistinguibles según la mecánica clásica.

Estas propiedades son especiales porque son visibles desde el exterior de un agujero negro. Por ejemplo, un agujero negro cargado repele a otro con la misma carga, como cualquier otro objeto cargado. De manera similar, la masa total dentro de una esfera que contiene un agujero negro se puede encontrar usando el análogo gravitacional de la ley de Gauss , la masa ADM , lejos del agujero negro. [19] Asimismo, el momento angular se puede medir a distancia utilizando el efecto de arrastre del campo gravitomagnético .

Cuando un objeto cae en un agujero negro, cualquier información sobre la forma del objeto o la distribución de carga en él se distribuye uniformemente a lo largo del horizonte del agujero negro y se pierde irremediablemente para el observador externo. El comportamiento del horizonte en esta situación es un sistema disipativo que es muy análogo al de una membrana conductora elástica con fricción y resistencia eléctrica: el paradigma de la membrana. [20] Esta conjetura es diferente de otras teorías de campo como el electromagnetismo, que no tiene fricción ni resistividad a nivel microscópico, porque son reversibles en el tiempo . Dado que un agujero negro finalmente logra estabilidad con solo tres parámetros, no hay forma de evitar perder información sobre las condiciones iniciales: los campos gravitacional y eléctrico de un agujero negro dan muy poca información sobre lo que fue succionado.

La información perdida incluye cualquier cantidad que no se pueda medir lejos del horizonte del agujero negro, incluidos los números cuánticos aproximadamente conservados , como el total del número de bariones y leptones . Este comportamiento es tan desconcertante que se le ha llamado la paradoja de la información del agujero negro . [21] [22]

Propiedades físicas

Los agujeros negros más simples tienen masa, pero no tienen carga eléctrica ni momento angular. Estos agujeros negros a menudo se denominan agujeros negros de Schwarzschild después de que Karl Schwarzschild descubriera esta solución en 1916. [23] Según el teorema de Birkhoff , es la única solución de vacío esféricamente simétrica. [24] Esto significa que no hay diferencia observable entre el campo gravitacional de un agujero negro y cualquier otro objeto esférico de la misma masa. La creencia popular de un agujero negro capaz de "absorber todo" en su entorno es, por tanto, correcta sólo cerca del horizonte de un agujero negro; a una distancia de éste, el campo gravitacional externo es idéntico al de cualquier otro organismo de la misma masa. [25] También hay soluciones que describen agujeros negros más generales. Los agujeros negros cargados se describen mediante la métrica de Reissner-Nordström , mientras que la métrica de Kerr describe un agujero negro en rotación. La solución más general de un agujero negro estacionario conocido es la métrica de Kerr-Newman , que describe un agujero negro con carga y momento angular. [26] Si bien la masa de un agujero negro puede tomar cualquier valor positivo, la carga y el momento angular están restringidos por la masa. En unidades de Planck , la carga eléctrica total Q y el momento angular total J son necesarios para satisfacer

para un agujero negro de masa M. Los agujeros negros que satisfacen esta desigualdad se denominan extremos . Hay soluciones a las ecuaciones de Einstein que violan esta desigualdad, pero que no poseen un horizonte de eventos. Estas soluciones son las llamadas singularidades desnudas que se pueden observar desde el exterior y, por tanto, se consideran no físicas. La hipótesis de la censura cósmica excluye la formación de tales singularidades cuando se crean a través del colapso gravitacional de la materia realista. [27] Esta hipótesis está respaldada por simulaciones numéricas. [28] Debido a la fuerza electromagnética relativamente grande, se requieren agujeros negros formados por el colapso de las estrellas para mantener la carga casi neutra de la estrella. Sin embargo, la rotación debería ser una característica común de los objetos compactos. El agujero negro binario de rayos X GRS 1915 105 [29] parece tener un momento angular cercano al valor máximo permitido.

Clase Masa radio
Agujero negro supermasivo ~ 10 6 -10 9 M Sol ~ 0,001–400 AU
Agujero negro de masa intermedia 10 ~ 3 M Suela ~ 10 3 kilometros ≈ R Pluto [30]
Agujero negro estelar ~ 3-30 M sol ~ 30 kilometros
Micro agujero negro hasta ~ M Luna hasta ~ 0,1 mm

Los agujeros negros se clasifican comúnmente de acuerdo con su masa, independientemente del momento angular J o la carga eléctrica Q. El tamaño de un agujero negro, determinado por el radio del horizonte de sucesos, o radio de Schwarzschild, es aproximadamente proporcional a la masa M a través de

donde r sh es el radio de Schwarzschild y M Sun es la masa del sol. [31] Esta relación es exacta solo para agujeros negros con carga cero y momento angular cero, mientras que para agujeros negros más generales puede variar hasta un factor de 2.

Horizonte de eventos

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Horizonte de eventos .

La característica distintiva de los agujeros negros es la aparición de un horizonte de eventos alrededor del centro de gravedad de su masa: espacio geométricamente esférico y cerrado (con superficie material aparente con respecto a los observadores externos) que rodea el núcleo masivo, delimitando la región espacio-temporal. de la cual relativistamente no puede salir ni emitirse ninguna señal o cualquier cantidad de materia (excepto la teórica Radiación de Hawking ), por lo que solo puede ser alcanzada por otros observables y atravesada en su dirección, no en la dirección opuesta. Este impedimento a las emisiones y fugas produce el mantenimiento constante o potencial incremento del contenido del agujero negro que, en un período muy largo, podría ser desestabilizado solo por la radiación cuántica antes mencionada hipotetizada por el conocido físico Stephen Hawking .

Lejos del agujero negro, una partícula puede moverse en cualquier dirección, como lo ilustra la serie de flechas. El movimiento está limitado solo por la velocidad de la luz.
Más cerca del agujero negro, el espacio-tiempo comienza a deformarse. Hay más caminos que conducen al agujero negro que caminos de recesión.

Entonces, la concentración de masa alcanza aquí la cantidad crítica capaz de deformar el espacio-tiempo de manera tan extrema que los posibles caminos de todas las partículas solo pueden doblarse hacia su área [32] , sin más vías de escape, observadores externos no pueden obtener información sobre eventos dentro de sus límites y esto hace que cualquier verificación directa sea imposible. [33]

Para los observadores fuera de esta influencia gravitacional, según lo prescrito por la Relatividad, los relojes cercanos al agujero negro parecen avanzar más lentamente que los que están lejos de él [34] .

Debido a este efecto, llamado dilatación del tiempo gravitacional , desde puntos de vista externos y distantes un objeto que cae hacia un agujero negro, acercándose a su horizonte de eventos, parece haber disminuido su velocidad hasta que tarda un tiempo infinito en alcanzarlo [35]. . También ralentiza constantemente todos los demás procesos físicos y orgánicos en curso. En sincronía con esta desaceleración, su imagen está sujeta al conocido fenómeno del corrimiento al rojo gravitacional [36] , de modo que, de manera acorde con su aproximación al horizonte, la luz que hizo visible el objeto se mueve cada vez más hacia el infrarrojo hasta que se vuelve imperceptible.

Pero un observador que cae en el agujero negro nota cualquiera de los cambios antes mencionados mientras atraviesa el horizonte de eventos. Según su reloj personal, atraviesa el horizonte de sucesos después de un tiempo finito, sin percibir ningún comportamiento inusual: ya que para cada sistema el "tiempo adecuado" dondequiera que esté o proceda, por equivalencia relativista entre puntos de observación, es invariante. Y en este caso en particular ni siquiera es capaz de evaluar exactamente cuándo cruza, ya que es imposible identificar con precisión los límites del horizonte, y la posición con respecto a él, por quien sea (o qué instrumento) realice las mediciones locales. [37] Sin embargo, debido al principio de simetría física encontrará en el espacio exterior en el horizonte un ritmo temporal inversamente proporcional al que le atribuyen los observadores allí ubicados, es decir, verá una aceleración tendiente al infinito. , una aceleración extrema de los eventos cósmicos en acto. Por la misma razón, la luz dirigida hacia él, hacia el horizonte de sucesos del agujero negro, aparecerá con una frecuencia ( longitud de onda ) opuesta a la de la distancia: un desplazamiento al azul en lugar de un desplazamiento al rojo [38] .

La forma del horizonte de sucesos de un agujero negro es siempre aproximadamente esférica. [39] [40] [41] Para los no giratorios (o estáticos) su geometría es simétrica (todos los puntos de su límite están igualmente distantes del centro gravitacional), mientras que para los agujeros negros giratorios la forma es achatada (agrandada a lo largo del eje de rotación) en una medida más o menos pronunciada según la velocidad de rotación: efecto calculado por Larry Smarr ( Universidad de Stanford ) en 1973 [42] .

Singularidad

En el centro de un agujero negro, como lo describe la relatividad general, se encuentra una singularidad gravitacional , una región donde la curvatura del espacio-tiempo se vuelve infinita. [43] Para un agujero negro no giratorio, esta región toma la forma de un solo punto, mientras que para un agujero negro giratorio está manchada para formar una singularidad en forma de anillo que se encuentra en el plano de rotación. [44] En ambos casos, la región singular tiene volumen cero. Se puede demostrar que la región singular contiene toda la masa del agujero negro. [45] Por tanto, se puede pensar que la región singular tiene una densidad infinita.

Los observadores que caen en un agujero negro de Schwarzschild (es decir, sin rotación y sin carga) no pueden evitar ser transportados a la singularidad una vez que cruzan el horizonte de eventos. Los observadores pueden prolongar la experiencia acelerando hacia afuera para ralentizar su descenso, pero hasta cierto punto; después de alcanzar una cierta velocidad ideal, es mejor realizar una caída libre para continuar. [46] Cuando alcanzan la singularidad, se trituran a una densidad infinita y su masa se suma a la masa total del agujero negro. Antes de que eso sucediera, sin embargo, fueron destrozados por el aumento de las fuerzas de las mareas en un proceso que a veces se denomina preparación de espaguetis o "efecto pasta". [47] En el caso de un agujero negro rotatorio (Kerr) o cargado (Reissner-Nordström), es posible evitar la singularidad.

Extender estas soluciones tanto como sea posible revela la probabilidad altamente hipotética-especulativa de una salida del agujero negro a regiones espaciotemporales diferentes y distantes (posiblemente también a otros universos [48] ), con el agujero actuando como un agujero de gusano. [49] En cualquier caso, esta posibilidad hasta ahora no parece más que teórica, ya que incluso pequeñas perturbaciones serían suficientes para destruir el camino. [50] Además, las curvas cerradas tipo espacio-tiempo (que permitirían volver sobre el pasado) alrededor de las singularidades de Kerr no parecen imposibles, pero esto implicaría problemas de causalidad como la paradoja del abuelo . [51]

Parte de la comunidad científica considera que ninguno de estos efectos particulares puede ocurrir en un tratamiento cuántico correcto de los agujeros negros rotativos y cargados. [52] La aparición de singularidades en la relatividad general se considera comúnmente un punto de ruptura de la teoría misma. [53]

Esta insuficiencia se compensa con el uso de la física cuántica cuando para describir estos procesos consideramos los efectos cuánticos debidos a la altísima densidad de la materia y por tanto a las interacciones entre partículas según la mecánica cuántica. Aún no ha sido posible combinar los efectos cuánticos y gravitacionales en una sola teoría, aunque hay intentos de formular una gravedad cuántica . Se piensa que tal teoría puede lograr excluir la presencia de singularidades y por tanto de los problemas físicos que plantean. [54] [55]

Ausencia de singularidad central según otras teorías

El 10 de diciembre de 2018, Abhay Ashtekar, Javier Olmedo y Parampreet Singh publicaron un artículo científico en el campo de la teoría de la gravedad de los anillos que predice la ausencia de singularidad central dentro del agujero negro, sin especificar geométricamente el futuro de la materia en este punto. el modelo de Janus propone una explicación [56] [57] [58] . Este nuevo estudio proporciona las mismas conclusiones que las obtenidas de trabajos anteriores basados ​​en la relatividad general [59] [60] [61] [62] [63] [64] [65] [66] [67] [68] [69] .

Esfera fotónica

La esfera de fotones es un límite esférico de espesor cero, de modo que los fotones que se mueven tangente a la esfera quedan atrapados en una órbita circular. Para los agujeros negros que no giran, la esfera de fotones tiene un radio de 1,5 veces el radio de Schwarzschild. Las órbitas son dinámicamente inestables, por lo que cualquier pequeña perturbación (como una partícula de materia que cae) aumentará con el tiempo, ya sea trazando una trayectoria hacia afuera que escapará del agujero negro o una espiral hacia adentro que eventualmente cruzará el horizonte de los eventos. [70] Mentre la luce può ancora sfuggire dall'interno della sfera fotonica, ogni luce che l'attraversi con una traiettoria in entrata sarà catturata dal buco nero. Quindi qualsiasi luce che raggiunga un osservatore esterno dall'interno della sfera fotonica deve essere stata emessa da oggetti all'interno della sfera, ma ancora fuori dell'orizzonte degli eventi. [70] Altri oggetti compatti, come le stelle di neutroni, possono avere sfere fotoniche. [71] Ciò deriva dal fatto che il campo gravitazionale di un oggetto non dipende dalla sua dimensione effettiva, quindi ogni oggetto più piccolo di 1,5 volte il raggio di Schwarzschild corrispondente alla sua massa può effettivamente avere una sfera di fotoni.

Ergosfera

L'ergosfera è uno sferoide oblato al di fuori dell'orizzonte degli eventi dove gli oggetti non possono rimanere fermi

I buchi neri rotanti sono circondati da una regione dello spazio-tempo in cui è impossibile stare fermi chiamata ergosfera. Questo è il risultato di un processo noto come effetto di trascinamento ; la relatività generale predice che qualsiasi massa rotante tenderà a "trascinare" leggermente tutto lo spazio-tempo immediatamente circostante. Qualsiasi oggetto vicino alla massa rotante tenderà a muoversi nella direzione della rotazione. Per un buco nero rotante questo effetto diventa così forte vicino all'orizzonte degli eventi che un oggetto, solo per fermarsi, dovrebbe spostarsi più veloce della velocità della luce nella direzione opposta. [72]

L'ergosfera di un buco nero è delimitata nella sua parte interna dal confine dell'orizzonte degli eventi (esterno) e da un sferoide schiacciato, che coincide con l'orizzonte degli eventi ai poli ed è notevolmente più largo intorno all'equatore. Il confine esterno è talvolta chiamato ergo-superficie. Gli oggetti e le radiazioni normalmente possono sfuggire dall'ergosfera. Attraverso il processo di Penrose, gli oggetti possono emergere dall'ergosfera con energia maggiore di quella d'entrata. Questa energia viene prelevata dalla energia di rotazione del buco nero, facendolo rallentare.

Formazione

Un disco di polvere in orbita attorno a un probabile buco nero supermassiccio ( HST )

Considerando la natura esotica dei buchi neri, può essere naturale domandarsi se tali oggetti possano esistere in natura o asserire che siano soltanto soluzioni "patologiche" delle equazioni di Einstein. Einstein stesso pensò erroneamente che i buchi neri non si sarebbero formati perché ritenne che il momento angolare delle particelle collassate avrebbe stabilizzato il loro moto a un certo raggio. [73] Ciò condusse i relativisti del periodo a rigettare tutti i risultati contrari a questa teoria per molti anni. Tuttavia, una minoranza continuò a sostenere che i buchi neri fossero oggetti fisici [74] e, per la fine del 1960, la maggior parte dei ricercatori era convinta che non vi fosse alcun ostacolo alla formazione di un orizzonte degli eventi.

Penrose dimostrò che una volta formatosi un orizzonte degli eventi, si forma una singolarità da qualche parte all'interno di esso. [75] Poco dopo, Hawking dimostrò che molte soluzioni cosmologiche che descrivono il Big Bang hanno singolarità senza campi scalari o altra materia esotica (cfr. teoremi di singolarità di Penrose-Hawking ). La soluzione di Kerr , il teorema no-hair e le leggi della termodinamica dei buchi neri hanno dimostrato che le proprietà fisiche dei buchi neri sono relativamente semplici, il che li rende "oggetti rispettabili per la ricerca". [76] Si pensa che il processo di formazione primaria per i buchi neri sia il collasso gravitazionale di oggetti pesanti come le stelle, ma ci sono anche processi più esotici che possono portare alla produzione di buchi neri.

Collasso gravitazionale

Verso il termine del proprio ciclo vitale, dopo aver consumato tramite fusione nucleare il 90% dell' idrogeno trasformandolo in elio , nel nucleo della stella si arrestano le reazioni nucleari. La forza gravitazionale , che prima era in equilibrio con la pressione generata dalle reazioni di fusione nucleare, prevale e comprime la massa della stella verso il suo centro.

Quando la densità diventa sufficientemente elevata può innescarsi la fusione nucleare dell'elio, in seguito alla quale c'è la produzione di litio , azoto e altri elementi (fino all' ossigeno e al silicio ). Durante questa fase la stella si espande e si contrae violentemente più volte espellendo parte della propria massa. Le stelle più piccole si fermano a un certo punto della catena e si spengono, raffreddandosi e contraendosi lentamente, attraversano lo stadio di nana bianca e nel corso di molti milioni di anni diventano una sorta di gigantesco pianeta. In questo stadio la forza gravitazionale è bilanciata da un fenomeno quantistico, detto pressione di degenerazione , legato al principio di esclusione di Pauli . Per le nane bianche la pressione di degenerazione è presente tra gli elettroni .

Se invece il nucleo della stella supera una massa critica, detta limite di Chandrasekhar e pari a 1,44 volte la massa solare , le reazioni possono arrivare fino alla sintesi del ferro . La reazione che sintetizza il ferro per la formazione di elementi più pesanti è endotermica , richiede energia invece che emetterne, quindi il nucleo della stella diventa una massa inerte di ferro e non presentando più reazioni nucleari non c'è più nulla in grado di opporsi al collasso gravitazionale . A questo punto la stella subisce una contrazione fortissima che fa entrare in gioco la pressione di degenerazione tra i componenti dei nuclei atomici. La pressione di degenerazione arresta bruscamente il processo di contrazione, ma in questo caso può provocare una gigantesca esplosione, detta esplosione di supernova di tipo II .

Durante l'esplosione quel che resta della stella espelle gran parte della propria massa, che va a disperdersi nell'universo circostante. Quello che rimane è un nucleo estremamente denso e massiccio. Se la sua massa è abbastanza piccola da permettere alla pressione di degenerazione di contrastare la forza di gravità si arriva a una situazione di equilibrio e si forma una stella di neutroni .

Probabile aspetto di un buco nero stellare, non carico e non rotante posto su uno sfondo ricco di stelle. Da notare la luce distorta dalla gravità e l'orizzonte degli eventi. Il buco è pensato con una massa pari a dieci volte quella del Sole e visto da 600 km di distanza. In questa posizione sarebbe necessaria un'accelerazione pari a 4 × 10 8 g per mantenere il distacco costantemente.

Se la massa supera le tre masse solari ( limite di Volkoff-Oppenheimer ) non c'è più niente che possa contrastare la forza gravitazionale. Inoltre, secondo la relatività generale , la pressione interna non viene più esercitata verso l'esterno (in modo da contrastare il campo gravitazionale), ma diventa essa stessa una sorgente del campo gravitazionale rendendo così inevitabile il collasso infinito.

A questo punto la densità della stella morente, ormai diventata un buco nero , raggiunge velocemente valori tali da creare un campo gravitazionale talmente intenso da non permettere a nulla di sfuggire alla sua attrazione, neppure alla luce . È stato teorizzato che la curvatura infinita dello spaziotempo può far nascere un ponte di Einstein-Rosen o cunicolo spazio-temporale.

A causa delle loro caratteristiche i buchi neri non possono essere "visti" direttamente ma la loro presenza può essere ipotizzata a causa degli effetti di attrazione gravitazionale che esercitano nei confronti della materia vicina e della radiazione luminosa in transito nei paraggi o "in caduta" sul buco.

Esistono anche altri scenari che possono portare alla formazione di un buco nero. In particolare una stella di neutroni in un sistema binario può rubare massa alla sua vicina fino a superare la massa di Chandrasekhar e collassare. Alcuni indizi suggeriscono che questo meccanismo di formazione sia più frequente di quello "diretto".

Un altro scenario permette la formazione di buchi neri con massa inferiore alla massa di Chandrasekhar . Anche una quantità arbitrariamente piccola di materia, se compressa da una gigantesca forza esterna, potrebbe in teoria collassare e generare un orizzonte degli eventi molto piccolo. Le condizioni necessarie potrebbero essersi verificate nel primo periodo di vita dell' universo , quando la sua densità media era ancora molto alta a causa di variazioni di densità o di onde di pressione . Questa ipotesi è ancora completamente speculativa e non ci sono indizi che buchi neri di questo tipo esistano o siano esistiti in passato.

Buchi neri primordiali

Il collasso gravitazionale richiede una grande densità. Al momento nell'universo queste alte densità si trovano solo nelle stelle, ma nell'universo primordiale, poco dopo il Big Bang , le densità erano molto più elevate, e ciò probabilmente permise la creazione di buchi neri. Tuttavia la sola alta densità non è sufficiente a consentire la formazione di buchi neri poiché una distribuzione di massa uniforme non consente alla massa di convergere. Affinché si formino dei buchi neri primordiali, sono necessarie delle perturbazioni di densità che possano poi crescere grazie alla loro stessa gravità. Vi sono diversi modelli di universo primordiale che variano notevolmente nelle loro previsioni della dimensione di queste perturbazioni. Molti prevedono la creazione di buchi neri, che vanno da una massa di Planck a centinaia di migliaia di masse solari. [77] I buchi neri primordiali potrebbero così spiegare la creazione di qualsiasi tipo di buco nero.

Fenomenologia

La caratteristica fondamentale dei buchi neri è che il loro campo gravitazionale divide idealmente lo spaziotempo in due o più parti separate fra di loro da un orizzonte degli eventi . Un'informazione fisica (come un' onda elettromagnetica o una particella ) potrà oltrepassare un orizzonte degli eventi in una direzione soltanto. Nel caso ideale, e più semplice, di un buco nero elettricamente scarico e non rotante (buco nero di Schwarzschild) esiste un solo orizzonte degli eventi che è una sfera centrata nell'astro e di raggio pari al raggio di Schwarzschild , che è funzione della massa del buco stesso. Una frase coniata dal fisico John Archibald Wheeler , un buco nero non ha capelli , sta a significare che tutte le informazioni sugli oggetti o segnali che cadono in un buco nero vengono perdute con l'eccezione di tre fattori: massa , carica e momento angolare . Il corrispondente teorema è stato dimostrato da Wheeler, che è anche colui che ha dato il nome a questi oggetti astronomici.

In realtà un buco nero potrebbe non essere del tutto nero: esso potrebbe emettere particelle, in quantità inversamente proporzionale alla sua massa, portando a una sorta di evaporazione . Questo fenomeno, proposto dal fisico Stephen Hawking nel 1974 , è noto come radiazione di Hawking ed è alla base della termodinamica dei buchi neri . Alcune sue osservazioni sull' orizzonte degli eventi dei buchi neri, inoltre, hanno portato alla formulazione del principio olografico . Esiste una simulazione, effettuata al computer da alcuni ricercatori sulla base di osservazioni, che mostra l'incontro di una stella simile al Sole con un buco nero supermassiccio, dove la stella viene "triturata" e mentre alcuni detriti stellari "cadono" nel buco nero, altri vengono espulsi nello spazio a velocità elevata. [78] [79] Un gruppo di astronomi analizzando i dati del Chandra X-ray Observatory della NASA ha invece scoperto l'espulsione di un buco nero ad altissima velocità dal centro di una galassia, dopo la fusione di due galassie . [80]

Altri effetti fisici sono associati all'orizzonte degli eventi, in particolare per la relatività generale il tempo proprio di un osservatore in caduta libera, agli occhi di un osservatore distante, appare più lento con l'aumentare del campo gravitazionale fino ad arrestarsi completamente sull'orizzonte. Quindi un astronauta che stesse precipitando verso un buco nero , se potesse sopravvivere all'enorme gradiente del campo gravitazionale, non percepirebbe nulla di strano all'avvicinarsi dell'orizzonte; al contrario un osservatore esterno vedrebbe i movimenti dello sfortunato astronauta rallentare progressivamente fino ad arrestarsi del tutto quando si trova a distanza uguale al raggio di Schwarzschild dal centro del buco nero.

Al contrario degli oggetti dotati di massa, i fotoni non vengono rallentati o accelerati dal campo gravitazionale del buco nero, ma subiscono un fortissimo spostamento verso il rosso (in uscita) o verso il blu (in entrata). Un fotone prodotto o posto esattamente sull'orizzonte degli eventi, diretto verso l'esterno del buco nero, subirebbe un tale spostamento verso il rosso da allungare all'infinito la sua lunghezza d'onda (la sua energia quindi diminuirebbe scendendo all'incirca a zero).

Uno dei primi oggetti nella Via Lattea candidati a essere un buco nero fu la sorgente di raggi X chiamata Cygnus X-1 . Si ipotizza che enormi buchi neri (di massa pari a milioni di volte quella del Sole ) esistano al centro delle galassie , la nostra e nella galassia di Andromeda . In questo caso si definiscono buchi neri supermassicci , la cui esistenza può essere verificata in modo indiretto misurando l'effetto sulla materia circostante del loro intenso campo gravitazionale. Nel nucleo centrale della nostra galassia, in particolare, si osserva l'esistenza di una forte sorgente radio ma molto compatta - nota come Sagittarius A* - la cui alta densità risulta compatibile solo con la struttura di un buco nero. Attualmente si calcola che le galassie osservabili abbiano di norma tale genere di buco nero nel loro nucleo: ciò permette anche di spiegare la forte emissione radiativa delle galassie attive (considerando la sequenza che comprende galassie come la nostra fino ai QSO ). In pratica una trasformazione d'energia gravitazionale in energia elettromagnetica e cinetica attraverso la rotazione di ogni disco di accrescimento gassoso che tipicamente circonda i buchi neri. [81]

Modelli fisici e modelli matematici

Effetto lente gravitazionale causato dal passaggio di una galassia dietro a un buco nero in primo piano

Un analogo fisico di un buco nero è il comportamento delle onde sonore in prossimità di un ugello de Laval : una strozzatura utilizzata negli scarichi dei razzi che fa passare il flusso dal regime subsonico a supersonico . Prima dell'ugello le onde sonore possono risalire il flusso del getto, mentre dopo averlo attraversato ciò è impossibile perché il flusso è supersonico, quindi più veloce del suono. Altri analoghi possono essere le onde superficiali in un liquido in moto in un canale circolare con altezza decrescente, un tubo per onde elettromagnetiche la cui velocità è alterata da un laser , una nube di gas di forma ellissoidale in espansione lungo l'asse maggiore.

Tutti questi modelli, se raffreddati fino alla condizione di condensato di Bose - Einstein , dovrebbero presentare l'analogo della radiazione di Hawking , e possono essere usati per correggere le previsioni di quest'ultima: come un fluido ideale, la teoria di Hawking considera la velocità della luce (suono) costante, indipendentemente dalla lunghezza d'onda (comportamento detto di Tipo I ). Nei fluidi reali la velocità può aumentare ( Tipo II ) o diminuire ( Tipo III ) all'aumentare della lunghezza d'onda . Analogamente dovrebbe avvenire con la luce, ma se il risultato fosse che lo spazio tempo diffonde la luce come il Tipo II o il Tipo III, andrebbe modificata la relatività generale, cosa già nota perché per le onde con lunghezza d'onda prossima alla lunghezza di Planck diventa significativa la gravitazione quantistica .

Restando invece nel campo relativistico (ossia relativo alla teoria della relatività ), poiché per descrivere un buco nero sono sufficienti tre parametri - massa , momento angolare e carica elettrica - i modelli matematici derivabili come soluzioni dell'equazione di campo della relatività generale si riconducono a quattro:

Buco nero di Schwarzschild

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Spazio-tempo di Schwarzschild .

È la soluzione più semplice in quanto riguarda oggetti non rotanti e privi di carica elettrica, ma è anche piuttosto improbabile nella realtà, poiché un oggetto dotato anche di una minima rotazione una volta contratto in buco nero deve aumentare enormemente la sua velocità angolare in virtù del principio di conservazione del momento angolare .

Buco nero di Kerr

Deriva da oggetti rotanti e privi di carica elettrica, caso che presumibilmente corrisponde alla situazione reale. Buco nero risultante dal collasso di una stella in rotazione nel quale la singolarità non è più un punto, ma assume la forma di un anello a causa della rotazione. Per questa ragione si formeranno non uno ma due orizzonti degli eventi distinti. La rotazione del buco nero fa sì che si formi la cosiddetta ergosfera . Questa è la zona immediatamente circostante all'orizzonte esterno causata dall'intenso campo gravitazionale dove lo spaziotempo oltre a essere curvato entra in rotazione trascinato dalla rotazione del buco nero come un gigantesco vortice.

Buco nero di Kerr-Newman

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Buco nero di Kerr-Newman .

Riguarda la situazione in cui si ha sia rotazione sia la carica elettrica ed è la soluzione più generale. In tale situazione lo spazio tempo non sarà asintoticamente piatto a causa della presenza del campo elettromagnetico .

Buco nero di Reissner - Nordström

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Metrica di Reissner-Nordström .

È il caso di un buco nero dotato di carica elettrica ma non rotante. Valgono le stesse considerazioni fatte sul buco nero di Kerr-Newman a proposito del comportamento asintotico.

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Relatività generale § Soluzioni dell'equazione di campo .

Primati

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: TON 618 .

Per quanto riguarda i buchi neri supermassicci, TON 618 è un quasar distante 10,4 miliardi di anni luce dalla Terra che contiene un buco nero con massa pari a 66 miliardi di masse solari, il quale è, a oggi, il più grande buco nero mai scoperto.

Per quanto invece riguarda i buchi neri stellari, nel novembre del 2019 è stata annunciata su Nature la scoperta di un buco nero stellare di massa pari a 70 masse solari. Tale buco nero, ribattezzato LB-1 B (o LB-1 *) e distante circa 13 800 anni luce dalla Terra, fa parte di un sistema binario chiamato LB-1 ed è, a oggi, un enigma per gli astrofisici, poiché la sua massa è molto più grande di quanto fosse mai stato ipotizzato in base agli odierni modelli di evoluzione stellare. [82]

Ipotesi alternative

Stelle nere

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella nera (astronomia) .

Prima dello scatto della foto all' orizzonte degli eventi del buco nero M87, alcuni scienziati avevano messo in dubbio l'esistenza di tali oggetti come sono attualmente definiti e avevano ipotizzato che i corpi celesti identificati attualmente come buchi neri ma fino ad allora solo osservati indirettamente fossero in realtà "stelle nere" prive di orizzonte degli eventi. « Noi abbiamo dimostrato che certi effetti quantistici possono impedire ai buchi neri di formarsi, producendo invece un oggetto chiamato "stella nera", che non arriverebbe a densità infinita e non sarebbe avvolto dall'orizzonte degli eventi[83] Tali scienziati hanno visto come la definizione attuale di buco nero provochi alcuni paradossi: uno di questi è quello della perdita di informazioni. Questo paradosso consiste nel fatto che un buco nero, che contiene al suo interno un'enorme quantità di informazioni, evapori emettendo la radiazione di Hawking , che tuttavia non porta con sé nessuna informazione. Di conseguenza, durante l'evaporazione del buco nero, le informazioni contenute in esso svaniscono nel nulla. Questa perdita di informazioni contraddice una proprietà fondamentale della meccanica quantistica, l'unitarietà, secondo cui nessuna informazione può essere distrutta e costituisce il cosiddetto paradosso dell'informazione dei buchi neri .

Secondo la teoria delle stelle nere alcuni effetti quantistici (RSET) controbilancerebbero l' attrazione gravitazionale , impedendo così alla stella collassante di diventare un buco nero. Esse diventerebbero invece stelle nere che hanno alcune proprietà osservabili in comune con i buchi neri, ma anche molte differenze. Esse sarebbero infatti corpi materiali estremamente densi, fatti di materia densa e privi di orizzonte degli eventi . Sarebbero estremamente fioche a causa di un intenso spostamento verso il rosso della luce da loro emessa. Potrebbero emettere una radiazione analoga a quella di Hawking ma in questo caso non ci sarebbe perdita di informazioni (in quanto le radiazioni emesse dalle stelle nere, a differenza di quella di Hawking, trasporterebbero informazioni) e dunque il principio di unitarietà non verrebbe violato.

Poco prima della sua scomparsa, lo stesso Hawking pubblicò un articolo secondo cui le perturbazioni quantistiche in prossimità dell'orizzonte degli eventi permettono alla radiazione a lui intitolata di trasportare informazione (non essendo quindi prettamente termica) e grazie al principio di corrispondenza AdS/CFT l'informazione venga comunque conservata. [84]

Gravastar

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Gravastar .

Sono stelle di energia oscura di cui si è parlato ufficialmente per la prima volta nel 2005 al Lawrence Livermore National Laboratory in California . Il fisico George Chapline le ha presentate affermando che secondo la meccanica quantistica i buchi neri non sarebbero concepibili.

Fuzzball

Nel 2002 lo scienziato e astronomo Samir Mathur ha proposto una variante del modello dei buchi neri nel contesto della teoria delle stringhe . In questo modello si prevede che esista una regione di spazio in cui materia e radiazione possono risultare definitivamente intrappolati, come avviene per i buchi neri, ma il confine di tale regione (l' orizzonte degli eventi ) non sarebbe una superficie in senso classico se visto a una scala microscopica . Per questo modello, quindi, è stato proposto il nome "fuzzball" , ossia "palla pelosa".

Principio olografico

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Principio olografico .
Fuochi d'artificio vicino a un buco nero nella galassia NGC 4151 ( HST )

Nel 1972 lo scienziato e astronomo Jacob Bekenstein si domandò cosa accade a un oggetto con entropia, ad esempio un gas caldo, quando varca l'orizzonte degli eventi: se essa scomparisse ciò comporterebbe una violazione delsecondo principio della termodinamica , in quanto il contenuto aleatorio del gas scomparirebbe, una volta assorbito dal buco nero. La seconda legge può essere salvaguardata solo se si considerano i buchi neri come oggetti aleatori, con una enorme entropia, il cui incremento compensi abbondantemente l'entropia contenuta nel gas risucchiato. Il principio olografico trae origine dai calcoli effettuati sulla termodinamica dei buchi neri, che implicano che l'entropia massima possibile contenuta in una regione sia proporzionale alla superficie che racchiude la regione, non al suo volume, come ci si aspetterebbe (ovvero al quadrato del raggio, non al cubo).

Nel caso specifico del buco nero, la teoria comporta che il contenuto informativo caduto nel buco nero sia interamente contenuto nelle fluttuazioni superficiali dell'orizzonte degli eventi. Nel 1981 il fisico Stephen Hawking sollevò il paradosso informativo, dovuto all'entropia e conseguente evaporazione dei buchi neri, da lui stesso calcolata per altra via a partire dalle fluttuazioni quantistiche appena sopra l'orizzonte degli eventi, attraverso essa, sempre secondo Hawking, sarebbe scomparsa l'informazione intrappolata dall'orizzonte.

Nel 1993 il fisico Leonard Susskind propose una soluzione del paradosso basata sul principio della Complementarità (mutuato dalla fisica quantistica), per cui il gas in caduta entrerebbe "o" non entrerebbe dentro l'orizzonte, a seconda del punto di vista: da un punto di vista esterno un osservatore vedrebbe le stringhe, ovvero i componenti più elementari del gas, allargare le loro spire fino ad abbracciare la superficie dell'orizzonte degli eventi, dove si manterrebbe tutta l'informazione senza alcuna perdita per l'esterno, nemmeno in conseguenza della successiva evaporazione, mentre, per un osservatore che seguisse il gas in caduta, l'attraversamento dell'orizzonte avverrebbe, e avverrebbe senza particolari fenomeni di soglia, in conformità al principio relativistico (primo postulato della relatività ristretta), verso la singolarità. Il principio olografico risolverebbe dunque il paradosso informativo, nel contesto della teoria delle stringhe .


Altri oggetti affini ai buchi neri ipotizzati in via teorica

Sono state studiate a più riprese (a incominciare da Albert Einstein e Nathan Rosen negli anni trenta ) altre soluzioni delle equazioni della relatività generale con singolarità dette buchi bianchi . Sono anche state ipotizzate, sempre a livello teorico, soluzioni ottenute per incollamento di due soluzioni con singolarità. Questi sono detti ponti di Einstein-Rosen o wormholes . Le possibili (controverse) interpretazioni fisiche di soluzioni di questo tipo hanno acceso la fantasia di numerosi scrittori di fantascienza.

Note

  1. ^ Da rilevare che non si tratta di una vera e propria fotografia ma del risultato dell'elaborazione di enormi quantità di dati non completi e troppo pesanti per essere spediti via Internet. Gli hard disk hanno viaggiato in aereo verso i due centri di calcolo dove si trovano i supercomputer altamente specializzati: all'Haystack Observatory del Mit, nel Massachusetts, e l'altro al Max Planck Institut fur Radioastronomie, a Bonn. (in Il Post.it , 10 aprile 2019 )
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Bibliografia

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