Abbiamo due foto di buchi neri, ma cosa stiamo guardando esattamente?

Non tutti sono pratici di buchi neri e può essere complesso comprendere cosa si sta osservando nelle due immagini "del secolo".

Abbiamo due foto di buchi neri, ma cosa stiamo guardando esattamente?
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Il 10 Aprile 2019 la Event Horizon Telescope Collaboration ha rilasciato la prima immagine del buco nero M87, nella galassia Virgo A, da molti soprannominata come la "foto del secolo".
Circa tre anni dopo, il giorno 12 Maggio 2022, è stata invece rilasciata la prima foto del buco nero al centro della nostra galassia. Catturare queste due immagini è stata senza dubbio una delle più grandi sfide scientifiche e tecnologiche dell'essere umano come specie. Tuttavia, non tutti sono pratici di buchi neri, non tutti hanno dimestichezza con termini come "orizzonte degli eventi" e non tutti conoscono cosa sia il raggio di Schwarzschild. In sostanza, non tutti, guardando le due foto dei buchi neri pubblicate, riescono a capire cosa stanno davvero guardando: ecco, quindi, qualche strumento per comprendere meglio la portata di questi scatti.

Cosa è un buco nero?

Un buco nero è un oggetto che ha una massa molto grande concentrata in un punto molto ristretto. Questo genera un'attrazione gravitazionale talmente forte che nulla può uscirne, né materia né radiazione. Il concetto risale addirittura al XVII secolo (quindi ben lontani dalla relatività generale).

Ad esempio, nel 1783 lo scienziato inglese John Michell suggerì, in una lettera a Henry Cavendish, che la velocità di fuga da un corpo celeste potrebbe risultare superiore alla velocità della luce, dando luogo a quella che egli chiamò una "stella oscura". La velocità di fuga, come suggerisce il nome, è la velocità minima che un oggetto deve possedere per riuscire ad allontanarsi dal corpo celeste su cui si trova, ad esempio la velocità di fuga del pianeta Terra è di 40.000 km/h (quindi estremamente più piccola della velocità della luce: 300.000 km/s). Ovviamente nulla può muoversi più veloce della luce, luce compresa.

L'idea era, tuttavia, una pura e semplice speculazione basata su molto poco, un colpo di fortuna se vogliamo, in quanto mancava un modello matematico che potesse rendere plausibile o meno l'esistenza di un oggetto con quelle caratteristiche. Poco più di un secolo dopo, però, tale modello è arrivato, con la relatività generale di Einstein. Karl Schwarzschild (in foto), appena qualche mese dopo la pubblicazione dell'articolo sulla relatività generale (1915), già ne stava usando i concetti chiave e descriveva in termini relativistici come era fatto un buco nero.

Nella relatività generale, un potenziale gravitazionale viene visto come una deformazione dello spazio tempo.

Schwarzschild calcolò che un corpo ipoteticamente dotato di altissima densità produrrebbe nelle sue vicinanze una deformazione dello spaziotempo tale che la luce in allontanamento da esso continuerebbe a muoversi come in un cerchio: la luce continuerebbe ad andare dritta, seguendo però la deformazione dello spazio tempo ormai chiuso su sé stesso.
Si può notare come il concetto teorizzato da Schwarzschild dipenda dalla densità dell'oggetto (e non dalla massa, come detto prima).
In astratto, cioè, si potrebbe applicare ad un qualsiasi oggetto: anche una moneta, se compressa a sufficienza, potrebbe diventare un buco nero.

Nella realtà, però, non è noto alcun mezzo che possa fornire a un oggetto con massa piccola l'energia necessaria per comprimersi fino a quel punto.
L'unica forza nota nell'universo, in grado di sviluppare una tale intensità, è la forza di gravità in presenza di una grande quantità di materia. Ecco, quindi, che densità e massa diventano abbastanza equivalenti se si parla di buchi neri, ovvero dire che serve molta massa o una densità molto elevata è più o meno la stessa cosa.

L'esistenza stessa del buco nero è stata molto contestata dai contemporanei di Schwarzschild, in quanto richiedeva l'esistenza di una singolarità, ovvero di un punto dello spazio, con densità infinita. Se si considera il buco nero come la sola singolarità centrale, questo è in assoluto l'oggetto più piccolo esistente in tutto l'universo. Fu Subrahmanyan Chandrasekhar a calcolare che sopra un certo limite di massa, chiamato proprio limite di Chandrasekhar e pari a circa 1,4 masse solari, non esistevano soluzioni stabili (ovvero sopra questo limite la gravità avrebbe vinto su tutto il resto, portando la materia al collasso su sé stessa).

Calcoli contestati da Eddington e Landau, i quali sostenevano che certamente sarebbero intervenute altre forze non ancora conosciute che avrebbero evitato il collasso ed evidentemente visto come un evento assurdo per gli scienziati del tempo.

Lo stesso Einstein guardava con sospetto alle singolarità che comparivano dalla sua equazione e credeva che potessero derivare da inconsistenze nella sua teoria, da errori di cui ancora non si era reso conto.
In parte Landau ed Eddington avevano ragione: sopra 1,4 masse solari una nana bianca (che è il risultato della morte di una piccola stella) diviene una stella di neutroni, che viene mantenuta in equilibrio dal principio di esclusione di Pauli. Una stella di neutroni, a sua volta, è un corpo con una densità estrema ma non certo infinita come quella di un buco nero.
Tuttavia, nel 1939 fu Robert Oppenheimer a prevedere che stelle di neutroni con massa superiore alle tre masse solari circa sarebbero a loro volta collassate in buchi neri.

Questa volta non c'era alcun meccanismo fisico in grado di evitarlo. Il risultato è che in teoria si può creare un buco nero a partire da una stella di massa almeno 2,5 volte quella del Sole. In verità, una stella perde massa per diversi meccanismi che avvengono durante la sua morte, motivo per cui tale limite deve essere spostato a circa dieci masse solari iniziali.
Questo è il limite inferiore, a cui appartengono i buchi neri stellari, tuttavia esistono buchi neri anche molto più grandi.

Cosa è un buco nero supermassiccio?

I buchi neri supermassicci (come i due che siamo riusciti a fotografare) sono buchi neri che hanno migliaia, milioni o miliardi di volte la massa del Sole. Si pensa che quasi tutte le galassie ne abbiano uno nel loro centro e la Via Lattea non fa eccezione.

Nonostante le foto dei due buchi neri sembrino abbastanza simili, la prima importante differenza riguarda proprio le dimensioni: M87 ha una massa di 6,6 miliardi di masse solari (66 miliardi di soli compressi in un singolo punto e a noi fa davvero impressione), mentre Sagittarius A (il buco nero all'interno della Via Lattea) ha una massa di "appena" 4,1 milioni di masse solari.
Sagittarius A, quindi, è più di mille volte più piccolo di M87. D'altra parte è anche circa più di mille volte più vicino: M87 si trova a circa 55 milioni di anni luce da noi, mentre Sagittarius A è situato a circa 27 mila anni luce da noi e, curiosamente, in prospettiva sembrano di dimensioni simili (ma non lo sono assolutamente).

Riguardo alla formazione di questi buchi neri supermassicci non si hanno ancora risposte chiare ma soltanto teorie. Si pensa che la loro formazione sia strettamente legata alla formazione della galassia e che quindi sarebbe avvenuta tra i 300 e gli 800 milioni di anni dopo il big bang. In generale sappiamo però che possono attraversare diverse fasi di sviluppo, da quelle più attive (ad esempio quella di quasar) ad altre meno attive, in cui consumano più o meno materia. Se provassimo ad osservare un buco nero senza nulla intorno non saremmo in grado di vedere nulla, ma i due buchi neri che abbiamo osservato sono attivi (anche se in modo diverso) e stanno consumando materia.

Si crea un disco di accrescimento, la materia ruota attorno al buco nero, è estremamente calda (si parla di milioni di gradi) e va molto veloce (si parla di una frazione significativa della velocità della luce).

Tale materia si avvicina sempre di più al buco nero fino a cadervici dentro. Il punto esatto in cui la luce o la materia entrano dentro al buco nero, cioè il punto di non ritorno, è detto orizzonte degli eventi, ed è calcolato tramite il raggio di Schwarzschild. Il limite oltre al quale la materia cadrà certamente (prima o poi) dentro il buco nero è invece un multiplo, che per i buchi neri non rotanti è di circa 3 raggi Schwarzschild (i nostri buchi neri ruotano, ma i conti in quel caso sono più complessi, quindi per semplicità useremo buchi neri non rotanti). Oltre i circa 3 raggi di Schwarzschild si hanno orbite stabili ed è proprio qua che comincia il disco di accrescimento (e non sull'orizzonte degli eventi).

La luce, che non possiede massa, può invece orbitare attorno al buco nero a una distanza inferiore ai 3 raggi di Schwarzschild, per la precisione a circa la metà, 1,5 raggi di Schwarzschild. A questa distanza si crea, cioè, una sfera di fotoni attorno al buco nero e questo è il punto esatto in cui, se si guardasse avanti, si potrebbe vedere il retro della nostra testa.

Tuttavia, la sfera di fotoni è un'orbita instabile e alla fine i fotoni entreranno per sempre nell'orizzonte degli eventi o si allontaneranno per sempre dal buco nero.
Ma quindi noi cosa vediamo esattamente? L'orizzonte degli eventi? Il disco di accrescimento? vediamo forse l'orbita instabile di fotoni?

Cosa stiamo guardando?

La questione è complessa. Immaginiamo un fotone che viaggia verso il nostro buco nero: ovviamente, se si dirige direttamente verso il centro del buco nero verrà semplicemente assorbito.

Immaginiamo, allora, che si muova verso il buco nero ad un raggio di 1,5 raggi di Schwarzschild: sorprendentemente, anche in quel caso il fotone finirà per entrare nel buco nero quasi immediatamente.
Per avere un'orbita ad una distanza di 1,5 raggi Schwarzschild, si può calcolare che il fotone debba avvicinarsi con un raggio di circa 2,6 raggi Schwarzschild dal centro del buco nero. Questo è proprio ciò che vediamo, ovvero fotoni che si avvicinano il più possibile al buco nero senza però finirci dentro, per essere poi reindirizzati nella nostra direzione, fino a terminare la loro corsa sui nostri telescopi.

Si può notare, inoltre, che una regione è colorata in modo più acceso rispetto al resto (questo è particolarmente evidente per M87).
Il motivo è che il buco nero sta ruotando e quindi una parte del gas e dei fotoni si avvicinano verso di noi da sotto mentre una parte si allontana da noi da sopra. Quando i fotoni vengono verso di noi ci arriverà quindi più energia rispetto a quando si allontanano da noi e questo spiega la zona più luminosa.
Dall'immagine riusciamo, cioè, a capire anche in che direzione sta girando il buco nero. Le dimensioni, poi, sono molto grandi e forse poco intuitive: per quanto riguarda M87, tutto il nostro sistema solare entrerebbe senza problemi nel cerchio nero centrale.

Bene, abbiamo capito cosa sono i buchi neri (se però avete ancora delle domande vi esortiamo a lasciare un commento e provvederemo a chiarire eventuali dubbi), abbiamo capito più o meno cosa stiamo guardando, cerchiamo ora di capire come lo osserviamo.

Come si fotografa un buco nero?

Perché ci abbiamo messo tanto per fotografare un buco nero? E perché l'immagine è così sfocata?
Per cominciare, va detto che non stiamo osservando luce visibile bensì radiofrequenze, cioè sempre fotoni ma di energia molto più bassa, che non interagiscono con il disco di accrescimento né con la polvere presente all'interno della galassia, al contrario della luce visibile che per noi sarebbe praticamente impossibile da rilevare.
I colori, quindi, sono artificiali e ciò su cui si deve concentrare l'attenzione non è che l'immagine sia arancione, ma la differenza di intensità tra una regione di colore e l'altra. La stessa immagine poteva essere mostrata con scale diverse di grigi, con l'arcobaleno, con scale di verdi. Alla fine si è scelto l'arancione.

Il motivo per cui risulta così sfocata è legato invece a due problemi. Il primo sono le dimensioni in cielo: un buco nero infatti, in questo contesto risulta essere piccolissimo. Prendiamo ad esempio M87, che in cielo è circa 40 micro arcosecondi.

Per capire meglio cosa sia un micro arcosecondo dobbiamo prendere lo spazio di tutta la volta celeste e dividerlo per 180 gradi, poi uno di questi gradi va diviso per 60 arcominuti, uno di questi arcominuti va diviso per 60 arcosecondi.

Successivamente dobbiamo dividere un arcosecondo per 100, poi ancora per 100 e poi ancora per 100 ed otteniamo l'ordine di grandezza delle dimensioni di M87 in cielo. Una regione di cielo assolutamente minuscola, al limite della nostra capacità tecnologica di osservazione. Per avere questa risoluzione, per limiti imposti dalla fisica (il limite di diffrazione), serve osservare il buco nero con un telescopio delle dimensioni dell'intero pianeta Terra! Ovviamente non abbiamo un telescopio di tali dimensioni e per aggirare il problema abbiamo dovuto utilizzare moltissimi radiotelescopi posti su tutto il pianeta, sincronizzati con degli orologi atomici che contemporaneamente osservavano lo stesso punto.

Le singole immagini ottenute erano poi incomprensibili e uno dei lavori più grossi è stato proprio quello dell'elaborazione dell'immagine finale, in cui tutte queste immagini sono state integrate ed unite in un singolo scatto, che poi è stato a sua volta colorato artificialmente. Il processo, quindi, è stato lungo e complesso.

Il secondo problema riguarda principalmente il buco nero all'interno della nostra galassia. Avrete notato che, sebbene entrambe le immagini siano sfocate, la nuova immagine lo è più della prima. Il motivo è che la luce che proviene da questa regione di spazio è molto fioca e servono, quindi, tempi di esposizione estremamente lunghi (alcune ore).
Nel frattempo il buco nero, che non sta certamente fermo in posa, fa le sue cose da buco nero e, in particolare, ruota.
Quindi l'immagine che vediamo è di fatto mossa. Questa è anche la ragione per cui sembra che ci siano tre diverse regioni più brillanti invece che una sola. Questo problema affligge molto meno M87 in quanto, essendo molto più grande, ha tempi di rotazione molto più lunghi e che, quindi, interferiscono meno con la presa immagini.