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Un buco nero in una rappresentazione artistica dellaNASA

Buco neroDa Wikipedia, l'enciclopedia libera.(Reindirizzamento da Buchi neri)

Nella relatività generale si definisce buco nero una regione dello spaziotempo con un campogravitazionale così forte e intenso che nulla al suo interno può sfuggire all'esterno.[1]

Classicamente questo avviene attorno ad un corpo celeste estremamente denso nel caso in cui talecorpo sia dotato di un'attrazione gravitazionale talmente elevata che la velocità di fuga dalla suasuperficie risulti superiore alla velocità della luce. Da un punto di vista relativistico, invece, ladeformazione dello spaziotempo dovuta ad una massa così densa è tale che la luce subisce, in unasimile situazione limite, un redshift gravitazionale infinito. In altre parole, la luce perde tutta la suaenergia cercando di uscire dal buco nero. La superficie limite al di là della quale tali fenomeniavvengono è detta orizzonte degli eventi. Da questa caratteristica deriva l'aggettivo "nero", dalmomento che un buco nero non può emettere luce. Dal fatto che nessuna particella può sfuggirgli(nemmeno i fotoni), una volta catturata, risulta invece appropriato il termine "buco". Un corpoceleste con questa proprietà risulterebbe, quindi, invisibile e la sua presenza potrebbe essererilevata solo indirettamente, tramite gli effetti della materia che precipita nel suo intenso campogravitazionale. Fino ad oggi sono state raccolte numerose osservazioni astrofisiche che possonoessere interpretate (anche se non univocamente) come indicazioni dell'effettiva esistenza di buchineri nell'universo, come le galassie attive o le binarie X. Il termine "buco nero" è dovuto al fisicoJohn Archibald Wheeler (in precedenza si parlava di dark star o black star).

Oggetti i cui campi gravitazionali sono troppo forti per permettere alla luce di fuggire sono stati teorizzati nel XVIII secolo da John Michell e Pierre-Simon Laplace. La prima soluzione moderna della relatività generale, che avrebbe caratterizzato un buco nero, è stata trovata da Karl Schwarzschild nel1916, anche se la sua interpretazione relativa a una regione di spazio da cui nulla può sfuggire è stata pubblicata da David Finkelstein nel 1958. A lungoconsiderata una curiosità matematica, risale agli anni '60 la dimostrazione teorica che i buchi neri erano una previsione generica della relatività generale.La scoperta successiva delle stelle di neutroni ha suscitato interesse negli oggetti compatti collassati su loro stessi per via della loro forza gravitazionalecome una possibile realtà astrofisica.

Indice

1 Cenni storici1.1 La relatività generale

2 Proprietà e struttura2.1 Proprietà fisiche2.2 Orizzonte degli eventi2.3 Singolarità2.4 Sfera fotonica2.5 Ergosfera

3 Formazione dei buchi neri3.1 Collasso gravitazionale3.2 Buchi neri primordiali

4 Fenomenologia dei buchi neri5 Modelli fisici e modelli matematici

5.1 Buco nero di Schwarzschild5.2 Buco nero di Kerr5.3 Buco nero di Kerr-Newman5.4 Buco nero di Reissner-Nordström

6 Ipotesi alternative6.1 Stelle nere6.2 Gravastar6.3 Fuzzball6.4 Principio Olografico

7 Altri oggetti affini ai buchi neri ipotizzati in via teorica8 Note9 Bibliografia10 Voci correlate11 Altri progetti12 Collegamenti esterni

Cenni storici

Poiché anche nella teoria gravitazionale newtoniana la velocità di fuga dipende dalla massa del corpo in moto nel campo di gravità e dagli spostamentidegli astri che sono presenti nella galassia a cui appartiene il buco nero, già nel 1783 lo scienziato inglese John Michell suggerì in una lettera a HenryCavendish (successivamente pubblicata nei rendiconti della Royal Society)[2] che la velocità di fuga da un corpo celeste potrebbe risultare superiore allavelocità della luce, dando luogo a quella che egli chiamò una dark star. Nel 1795 Pierre-Simon de Laplace riportò quest'idea nella prima edizione delsuo trattato Mécanique céleste.

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Buco nero in una rappresentazioneartistica

La relatività generale

Nel 1915 Albert Einstein sviluppò la sua teoria della relatività generale, avendo in precedenza dimostrato che la forza gravitazionale influenza la luce.Solo pochi mesi dopo, Karl Schwarzschild trovò una soluzione per le equazioni di campo di Einstein, che descrive il campo gravitazionale di un puntomateriale e di una massa sferica. Pochi mesi dopo Schwarzschild, Johannes Droste, uno studente di Hendrik Lorentz , diede in modo indipendente lastessa soluzione, approfondendola nelle sue proprietà. Questa soluzione ebbe una strana influenza in quello che ora è chiamato il raggio diSchwarzschild, che diventò una singolarità, nel senso che alcuni dei termini dell'equazione di Einstein divenneroinfiniti. La natura di questa superficie non era compresa pienamente a quei tempi. Nel 1924, Arthur Eddingtondimostrò che la singolarità cessava di esistere con una variazione di coordinate (vedi coordinate Eddington-Finkelstein ), tuttavia si dovette aspettare fino al 1933 affinché Georges Lemaître si rendesse conto che lasingolarità del raggio di Schwarzschild era una singolarità coordinata non fisica.[3] Nel 1931, SubrahmanyanChandrasekhar calcolò, utilizzando la relatività speciale, che un corpo non rotante di elettroni-materia degenerata,al di sopra di un certo limite di massa (ora chiamato il limite di Chandrasekhar di 1,4 masse solari) non hasoluzioni stabili.[4]. I suoi argomenti furono contestati da molti suoi contemporanei come Eddington e LevLandau , i quali sostenevano che qualche forza ancora sconosciuta avrebbe impedito il collasso del corpo.[5].Questa teoria era in parte corretta: una nana bianca leggermente più massiccia rispetto al limite di Chandrasekharcollasserà in una stella di neutroni[6], la quale è essa stessa stabile a causa del principio di esclusione di Pauli. Manel 1939, Robert Oppenheimer e altri previdero che le stelle di neutroni con massa pari a circa tre volte il Sole (illimite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff ) sarebbero collassate in buchi neri per le ragioni presentate daChandrasekhar, e conclusero che nessuna legge fisica sarebbe intervenuta per fermare il collasso di alcune diqueste.[7] Oppenheimer e i suoi co-autori interpretarono la singolarità ai confini del raggio di Schwarzschildcome la superficie di una bolla in cui il tempo si sarebbe fermato. Questa conclusione è valida dal punto di vista di un osservatore esterno, mentre non loè per un osservatore in caduta nel buco. A causa di questa proprietà, le stelle collassate vengono chiamate "stelle congelate"[8], perché un osservatoreesterno vedrebbe la superficie della stella congelata nel tempo, nel momento stesso in cui il suo collasso la porterebbe all'interno del raggio diSchwarzschild.

Poco dopo la formulazione della relatività generale da parte di Albert Einstein, risultò che la soluzione delle equazioni di Einstein (in assenza di materia)che rappresenta un campo gravitazionale statico e a simmetria sferica (la soluzione di Schwarzschild, che corrisponde al campo gravitazionale centralesimmetrico della gravità newtoniana) implica l'esistenza di un confine ideale, detto orizzonte degli eventi, caratterizzato dal fatto che qualunque cosa looltrepassi, attratta dal campo gravitazionale, non sarà più in grado di tornare indietro. Poiché neppure la luce riesce ad attraversare l'orizzonte deglieventi dall'interno verso l'esterno, la regione interna all'orizzonte si comporta a tutti gli effetti come un buco nero.

Poiché la soluzione di Schwarzschild descrive il campo gravitazionale nel vuoto, essa rappresenta esattamente il campo gravitazionale all'esterno di unadistribuzione di massa con simmetria sferica: un buco nero potrebbe essere teoricamente prodotto da un corpo celeste massivo solo se questo avessedensità tale da essere interamente contenuto all'interno dell'orizzonte degli eventi (se, cioè, il corpo celeste avesse raggio inferiore al raggio diSchwarzschild corrispondente alla sua massa totale). Si pose dunque l'interrogativo se una tale densità possa essere raggiunta come effetto del collassogravitazionale di una data distribuzione di materia. Lo stesso Einstein (al quale la "singolarità" trovata da Schwarzschild nella sua soluzione apparivacome una pericolosa inconsistenza nella teoria della relatività generale) discusse questo punto in un lavoro del 1939, concludendo che per raggiungereuna simile densità le particelle materiali avrebbero dovuto superare la velocità della luce, in contrasto con la relatività ristretta:

(EN)« The essential result of this investigation is a clear understanding as towhy the "Schwarzschild singularities" do not exist in physical reality. »

(IT)« Il risultato fondamentale di questo studio è la chiara comprensione delperché le "singolarità di Schwarzschild" non esistono nella realtàfisica. »

(A. Einstein[9])

In realtà Einstein aveva basato i suoi calcoli sull'ipotesi che i corpi che collassano orbitino intorno al centro di massa del sistema, ma nello stesso annoR. Oppenheimer e H. Snyder[10] mostrarono che la densità critica può essere raggiunta quando le particelle collassano radialmente. Successivamenteanche il fisico indiano A. Raychauduri mostrò che la situazione ritenuta da Einstein non fisicamente realizzabile è, in realtà, perfettamente compatibilecon la relatività generale:

(EN)« A nonstatic solution of the Einstein gravitational equationsrepresenting a spherically symmetric cluster of radially moving particlesin an otherwise empty space is obtained. While it has been presumed byEinstein that the Schwarzschild singularity is physically unattainable asmatter cannot be concentrated arbitrarily, the present solution seems toshow that there is no theoretical limit to the degree of concentration, andthat the Schwarzschild singularity has no physical reality as it occursonly in some particular coordinate systems. »

(IT)« [In questo lavoro] si ottiene una soluzione non statica delle equazionigravitazionali di Einstein che rappresenta un aggregato, dotato disimmetria sferica, di particelle che si muovono radialmente in unospazio vuoto. Benché Einstein abbia ritenuto che la singolarità diSchwarzschild sia fisicamente irraggiungibile, poiché la materia nonpuò essere concentrata arbitariamente, la presente soluzione sembradimostrare che non vi è un limite teorico al grado di concentrazione, eche la singolarità di Schwarzschild non ha significato fisico in quantocompare solo in particolari sistemi di coordinate. »

(A. Raychaudhuri[11])

In altri termini, l'orizzonte degli eventi non è una reale singolarità dello spazio-tempo (nella soluzione di Schwarzschild l'unica vera singolaritàgeometrica è collocata nell'origine delle coordinate), ma ha comunque la caratteristica fisica di poter essere attraversato solo dall'esterno verso l'interno.In accordo con queste considerazioni teoriche numerose osservazioni astrofisiche sono state fatte risalire alla presenza di buchi neri che attraggonomateria circostante.[12] Secondo alcuni modelli, potrebbero esistere buchi neri privi di singolarità, dovuti a stati della materia più densi di una stella dineutroni, ma non al punto di generare una singolarità.

Secondo le teorie attualmente considerate, un buco nero può formarsi solamente da una stella che abbia una massa superiore a 2,5 volte circa quella delSole, come conseguenza del Limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff, anche se a causa dei vari processi di perdita di massa subiti dalle stelle al terminedella loro vita occorre che la stella originaria sia almeno dieci volte più massiccia del Sole. I numeri citati sono meramente indicativi, in quanto

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dipendono dai dettagli dei modelli utilizzati per prevedere l'evoluzione stellare e, in particolare, dalla composizione chimica iniziale della nube di gasche ha dato origine alla stella in questione. Non è esclusa la possibilità che un buco nero possa avere origine non stellare, come si suppone ad esempioper i cosiddetti buchi neri primordiali.

Proprietà e struttura

In astrofisica, il teorema dell'essenzialità[13] (in inglese no hair theorem) postula che tutte le soluzioni del buco nero nelle equazioni di Einstein-Maxwellsulla gravitazione e l'elettromagnetismo nella relatività generale possano essere completamente caratterizzate soltanto da tre parametri classiciesternamente osservabili: massa, carica elettrica, e momento angolare[14]. Tutte le altre informazioni riguardanti la materia di cui è formato un buco neroo sulla materia che vi sta cadendo dentro "spariscono" dietro il suo orizzonte degli eventi e sono dunque permanentemente inaccessibili agli osservatoriesterni (vedi anche il paradosso dell'informazione del buco nero). Due buchi neri che condividono queste stesse proprietà, o parametri, sonoindistinguibili secondo la meccanica classica. Queste proprietà sono speciali perché sono visibili dall'esterno di un buco nero. Ad esempio, un buco nerocarico respinge un altro con la stessa carica, proprio come qualsiasi altro oggetto carico. Allo stesso modo, la massa totale all'interno di una sferacontenente un buco nero può essere trovata utilizzando l'analogo gravitazionale della legge di Gauss, la massa ADM, lontano dal buco nero.[15] Allostesso modo, il momento angolare può essere misurato da lontano usando l'effetto di trascinamento del campo gravitomagnetico. Quando un oggettocade in un buco nero, qualsiasi informazione circa la forma dell'oggetto o della distribuzione di carica su di essa è uniformemente distribuita lungol'orizzonte del buco nero, e risulta irrimediabilmente perso per l'osservatore esterno. Il comportamento dell'orizzonte in questa situazione è un sistemadissipativo che è strettamente analogo a quello di una membrana elastica conduttiva con attrito e resistenza elettrica -il paradigma della membrana.[16]

Questa congettura è diversa da altre teorie di campo come l'elettromagnetismo, che non ha attriti o resistività a livello microscopico, perché sonoreversibili nel tempo. Dato che un buco nero alla fine raggiunge la stabilità con solo tre parametri, non c'è modo per evitare di perdere informazioni sullecondizioni iniziali: i campi gravitazionali ed elettrici di un buco nero danno pochissime informazioni su ciò che è stato risucchiato. L'informazione persacomprende ogni quantità che non può essere misurata lontano dall'orizzonte del buco nero, inclusi numeri quantici approssimativamente conservati,come il totale del numero barionico e leptonico. Questo comportamento è così sconcertante che è stato chiamato il paradosso dell'informazione del buconero.[17][18]

Proprietà fisiche

I buchi neri più semplici hanno una massa, ma non carica elettrica né momento angolare. Questi buchi neri sono spesso indicati come buchi neri diSchwarzschild dopo che Karl Schwarzschild scoprì questa soluzione nel 1916.[19] Secondo il teorema di Birkhoff, è l'unica soluzione di vuotosfericamente simmetrica.[20] Ciò significa che non vi è differenza osservabile tra il campo gravitazionale di un buco nero e di un qualsiasi altro oggettosferico della stessa massa. La convinzione popolare di un buco nero capace di "risucchiare ogni cosa" nel suo ambiente quindi è corretta solo inprossimità dell'orizzonte di un buco nero; a distanza da questo, il campo gravitazionale esterno è identico a quello di qualsiasi altro organismo dellastessa massa.[21] Esistono anche soluzioni che descrivono i buchi neri più generali. I buchi neri carichi sono descritti dalla metrica di Reissner-Nordström, mentre la metrica di Kerr descrive un buco nero rotante. La soluzione più generale di un buco nero stazionante conosciuta è la metrica diKerr-Newman, che descrive un buco nero sia con carica che momento angolare.[22] Mentre la massa di un buco nero può assumere qualsiasi valorepositivo, la carica e il momento angolare sono vincolati dalla massa. In unità di Planck, la carica elettrica totale Q e il momento angolare totale J sonotenuti a soddisfare

per un buco nero di massa M. I buchi neri che soddisfano questa disuguaglianza sono detti estremali. Esistono soluzioni delle equazioni di Einstein cheviolano questa disuguaglianza, ma che non possiedono un orizzonte degli eventi. Queste soluzioni sono le cosiddette singolarità nude che si possonoosservare dal di fuori, e, quindi, sono considerate non-fisiche. L'ipotesi della censura cosmica esclude la formazione di tali singolarità, quando vengonocreate attraverso il collasso gravitazionale della materia realistica.[23] Questa ipotesi è supportata da simulazioni numeriche.[24] A causa dellarelativamente grande forza elettromagnetica , i buchi neri formatisi dal collasso di stelle sono tenuti a mantenere la carica quasi neutro della stella. Larotazione, tuttavia, dovrebbe essere una caratteristica comune degli oggetti compatti. Il buco nero binario a raggi X GRS 1915 105[25] sembra avere unmomento angolare vicino al valore massimo consentito.

Classe Massa Dimensione

Buco nero supermassiccio ~105–1010 MSole ~0.001–400 AU

Buco nero di massa intermedia ~103 MSole ~103 km ≈ RTerra

Buco nero stellare ~10 MSole ~30 km

Micro buco nero fino a ~MLuna fino a ~0.1 mm

I buchi neri sono comunemente classificati in base alla loro massa, indipendente del momento angolare J o carica elettrica Q. La dimensione di un buconero, come determinata dal raggio dell'orizzonte degli eventi, o raggio di Schwarzschild , è approssimativamente proporzionale alla massa M tramite

dove rsh è il raggio di Schwarzschild e MSole è la massa del sole .[26] Questa relazione è esatta solo per i buchi neri con carica e momento angolare nulli,mentre per i buchi neri più generali può variare fino a un fattore di 2.

Orizzonte degli eventi

Per approfondire, vedi Orizzonte degli eventi.

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Lontano dal buco nero una particella può muoversi in qualsiasidirezione, come illustrato dalla serie di frecce. Il movimento è limitatosolo dalla velocità della luce.

Più vicino al buco nero lo spazio-tempo inizia a deformarsi. Ci sonopiù sentieri che vanno verso il buco nero rispetto a percorsi diallontanamento.

All'interno dell'orizzonte degli eventi tutti i percorsi portano laparticella più vicino al centro del buco nero. La particella non può piùsfuggire.

La caratteristica distintiva di un buco nero è la comparsa di un orizzonte deglieventi - un confine spazio-temporale attraverso il quale la materia e la luce possonopassare solo verso l'interno del buco nero. Nulla, nemmeno la luce, può sfuggiredall'orizzonte degli eventi. L'orizzonte degli eventi è indicato come tale, perché seun evento si verifica entro i suoi confini, le informazioni da tale evento non possonoraggiungere un osservatore esterno, rendendo impossibile determinare se si siaeffettivamente verificato.[27] Come predetto dalla relatività generale, la presenza diuna massa deforma lo spazio-tempo in modo tale che i percorsi seguiti dalleparticelle piegano verso la massa del buco.[28] All'orizzonte degli eventi di un buconero, questa deformazione diventa così forte che non esistono percorsi per sfuggireal buco nero. Per un osservatore distante, un orologio vicino a un buco nero sembraticchettare più lentamente rispetto a quelli più lontani dal buco nero.[29] A causa diquesto effetto, noto come dilatazione temporale gravitazionale, un oggetto che cadein un buco nero sembra rallentare come si avvicina l'orizzonte degli eventi,impiegando un tempo infinito per raggiungerlo.[30] Allo stesso tempo, tutti iprocessi attivi su questo oggetto rallentano, dal punto di vista di un osservatoreesterno fisso, provocando un effetto noto come redshift gravitazionale.[31] Infine, inprossimità dell'orizzonte degli eventi, l'oggetto in caduta emette così poca luce chenon può più essere visto. D'altra parte, un osservatore in caduta in un buco nero nonnota nessuno di questi effetti mentre attraversa l'orizzonte degli eventi. Secondo ilsuo personale orologio, attraversa l'orizzonte degli eventi dopo un tempo finitosenza notare alcun comportamento singolare. In particolare, non è in grado dideterminare esattamente quando lo attraversa, come è impossibile determinare laposizione dell'orizzonte degli eventi da osservazioni locali.[32] La formadell'orizzonte degli eventi di un buco nero è sempre approssimativamente sferica.[33][34][35] Per buchi neri non rotanti (statici) la geometria è appunto sferica, mentreper i buchi neri rotanti la sfera è alquanto oblata.

Singolarità

Al centro di un buco nero come descritto dalla relatività generale si trova una singolarità gravitazionale, una regione in cui la curvatura dello spaziodiventa infinita.[36] Per un buco nero non rotante, questa regione prende la forma di un unico punto, mentre per un buco nero rotante viene spalmato performare una singolarità ad anello giacente nel piano di rotazione.[37] In entrambi i casi, la regione singolare ha volume pari a zero. Si può dimostrare chela regione singolare contiene tutta la massa del buco nero.[38] La regione singolare può quindi essere pensata come avente densità infinita. Gliosservatori che cadono in un buco nero di Schwarzschild (cioè, non rotante e non carico) non possono evitare di essere trasportati nella singolarità, unavolta che attraversano l'orizzonte degli eventi. Si può prolungare l'esperienza accelerando verso l'esterno per rallentare la loro discesa, ma solo fino a uncerto punto; dopo aver raggiunto una certa velocità ideale, è meglio la caduta libera per proseguire.[39] Quando raggiungono la singolarità, sonoschiacciati a densità infinita e la loro massa viene aggiunta alla massa totale del buco nero. Prima che ciò accada, essi sono comunque stati fatti a pezzidalle crescenti forze di marea in un processo a volte indicato come spaghettificazione o "effetto pasta".[40] Nel caso di un buco nero rotante (Kerr) ocarico (Reissner-Nordström), è possibile evitare la singolarità. Estendendo queste soluzioni per quanto possibile, si rivela la possibilità ipotetica di usciredal buco nero verso una dimensione spazio-temporale differente, con il buco che funge da tunnel spaziale.[41] La possibilità di viaggiare verso un altrouniverso è però solo teorica, poiché una qualsiasi perturbazione può distruggere questa possibilità.[42] Sembra inoltre che sia possibile seguire le curvespaziotemporali chiuse di tipo tempo (tornando al proprio passato) intorno alla singolarità di Kerr, che portano a problemi di causalità, come il paradossodel nonno.[43] Si prevede che nessuno di questi effetti particolari possano verificarsi in un corretto trattamento quantico di buchi neri rotanti e carichi.[44]

La comparsa delle singolarità nella relatività generale è comunemente considerata come l'elemento di rottura della teoria stessa.[45] Questa rottura,tuttavia, è prevista; si verifica quando a descrivere queste azioni intervengono gli effetti quantistici, dovuti alla densità estremamente elevata e pertantoalle interazioni tra le particelle. Ad oggi, non è stato possibile combinare effetti quantistici e gravitazionali in una singola teoria, sebbene esistanotentativi di formulare una teoria di gravità quantistica. In generale si prevede che tale teoria non presenti alcuna singolarità.[46][47]

Sfera fotonica

La sfera fotonica è un confine sferico di spessore nullo tale che i fotoni che si spostano tangenti alla sfera sono intrappolati in un'orbita circolare. Per ibuchi neri non-rotanti, la sfera fotonica ha un raggio di 1,5 volte il raggio di Schwarzschild. Le orbite sono dinamicamente instabili, quindi ogni piccolaperturbazione (come una particella di materia in caduta) aumenterà nel tempo, o tracciando una traiettoria verso l'esterno che sfuggirà al buco nero o unaspirale verso l'interno che eventualmente attraverserà l'orizzonte degli eventi.[48] Mentre la luce può ancora sfuggire dall'interno della sfera fotonica,ogni luce che attraversa la stessa con una traiettoria in entrata sarà catturata dal buco nero. Quindi qualsiasi luce che raggiunge un osservatore esternodall'interno della sfera fotonica deve essere stata emessa dagli oggetti all'interno della sfera stessa, ma ancora al di fuori dell'orizzonte degli eventi.[48]

Altri oggetti compatti, come le stelle di neutroni, possono avere sfere fotoniche.[49] Ciò deriva dal fatto che il campo gravitazionale di un oggetto nondipende dalla sua dimensione effettiva, quindi ogni oggetto che è più piccolo di 1,5 volte il raggio di Schwarzschild corrispondente alla sua massa puòeffettivamente avere una sfera di fotoni.

Ergosfera

I buchi neri rotanti sono circondati da una regione dello spazio-tempo in cui è impossibile stare fermi, chiamato ergosfera. Questo è il risultato di unprocesso noto come effetto di trascinamento; la relatività generale predice che qualsiasi massa rotante tenderà a "trascinare" leggermente in tutto lospazio-tempo immediatamente circostante. Qualsiasi oggetto vicino alla massa rotante tenderà a muoversi nella direzione della rotazione. Per un buconero rotante questo effetto diventa così forte vicino all'orizzonte degli eventi che un oggetto, solo per fermarsi, dovrebbe spostarsi più veloce dellavelocità della luce nella direzione opposta.[50] L'ergosfera di un buco nero è delimitata nella sua parte interna dal confine dell'orizzonte degli eventi

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L'ergosfera è uno sferoide oblato al difuori dell'orizzonte degli eventi, dovegli oggetti non possono rimanerefermi.Un disco di polvere in orbita attorno ad un probabile

buco nero supermassiccio (HST).

(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 esternoè talvolta chiamato ergo-superficie. Gli oggetti e le radiazioni normalmente possono sfuggire dall'ergosfera. Attraverso il processo di Penrose , glioggetti possono emergere dalla ergosfera con energia maggiore di quella d'entrata. Questa energia viene prelevata dalla energia di rotazione del buconero, facendolo rallentare.

Formazione dei buchi neri

Considerando la natura esotica dei buchi neri, può esserenaturale domandarsi se tali bizzarri oggetti possano esisterein natura o asserire che siano soltanto soluzioni"patologiche" delle equazioni di Einstein. Einstein stessopensò erroneamente che i buchi neri non si sarebberoformati, perché ritenne che il momento angolare delleparticelle collassate avrebbe stabilizzato il loro moto a uncerto raggio.[51] Ciò condusse i relativisti del periodo arigettare tutti i risultati contrari a questa teoria per moltianni. Tuttavia, una minoranza continuò a sostenere che ibuchi neri fossero oggetti fisici,[52] e per la fine del 1960, lamaggior parte dei ricercatori era convinta che non vi fossealcun ostacolo alla formazione di un orizzonte degli eventi.Penrose dimostrò che una volta formatosi un orizzonte deglieventi, si forma una singolarità da qualche parte all'internodi esso.[53] Poco dopo, Hawking dimostrò che molte soluzioni cosmologiche che descrivono il BigBang 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 deibuchi neri sono relativamente semplici, il che li rende "oggetti rispettabili per la ricerca".[54] Si pensa che il processo di formazione primaria per i buchineri sia il collasso gravitazionale di oggetti pesanti come le stelle, ma ci sono anche processi più esotici che possono portare alla produzione di buchineri.

Collasso gravitazionale

Verso il termine del proprio ciclo vitale, dopo aver consumato tramite fusione nucleare il 90% dell'idrogeno trasformandolo in elio, nel nucleo dellastella 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 altrielementi (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 ad un certo punto della catena e si spengono, raffreddandosi e contraendosi lentamente, attraversano lo stadio di nanabianca e nel corso di molti milioni di anni diventano una sorta di gigantesco pianeta. In questo stadio la forza gravitazionale è bilanciata da un fenomenoquantistico, detto pressione di degenerazione, legato al principio di esclusione di Pauli. Per le nane bianche la pressione di degenerazione è presente tragli 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 arrivarefino alla sintesi del ferro. La reazione che sintetizza il ferro per la formazione di elementi più pesanti è endotermica, richiede energia invece cheemetterne, 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 alcollasso gravitazionale. A questo punto la stella subisce una contrazione fortissima che fa entrare in gioco la pressione di degenerazione tra i componentidei nuclei atomici. La pressione di degenerazione arresta bruscamente il processo di contrazione, ma in questo caso può provocare una gigantescaesplosione, 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 èun nucleo estremamente denso e massiccio. Se la sua massa è abbastanza piccola da permettere alla pressione di degenerazione di contrastare la forza digravità si arriva ad una situazione di equilibrio e si forma una stella di neutroni.

Se la massa supera le tre masse solari (limite di Volkoff-Oppenheimer) non c'è più niente che possa contrastare la forza gravitazionale. Inoltre, secondola Relatività generale, la pressione interna non viene più esercitata verso l'esterno (in modo da contrastare il campo gravitazionale), ma diventa essastessa 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 gravitazionaletalmente intenso da non permettere a nulla di sfuggire alla sua attrazione, neppure alla luce. Si ha una curvatura infinita dello spaziotempo che può farnascere dei cunicoli all'interno di buchi neri in rotazione. Alcuni scienziati hanno così ipotizzato che, almeno in linea teorica, sia possibile viaggiare nelpassato, visto che i cunicoli collegano due regioni diverse dello spaziotempo.

A causa delle loro caratteristiche i buchi neri non possono essere "visti" direttamente ma la loro presenza può essere ipotizzata a causa degli effetti diattrazione 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 rubaremassa alla sua vicina fino a superare la massa di Chandrasekhar e collassare. Alcuni indizi suggeriscono che questo meccanismo di formazione sia piùfrequente di quello "diretto".

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

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Probabile aspetto di un buco nero, se posto davanti aduno sfondo ricco di stelle. Da notare la luce distortadalla gravità e l'orizzonte degli eventi. Il buco èpensato con una massa pari a dieci volte quella delSole, e visto da 600 km di distanza. In questaposizione sarebbe necessaria un'accelerazione pari a 4 × 108 g per mantenere il distacco costantemente.

Effetto lente gravitazionale causatodal passaggio di una galassia dietro aun buco nero in primo piano

Buchi neri primordiali

Il collasso gravitazionale richiede una grande densità. Al momento nell'universo queste alte densitàsi trovano solo nelle stelle, ma nell'universo primordiale, poco dopo il Big Bang, le densità eranomolto più elevate, e ciò probabilmente permise la creazione di buchi neri. Tuttavia la sola altadensità non è sufficiente a consentire la formazione di buchi neri poiché una distribuzione di massauniforme 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 stessagravità. Vi sono diversi modelli di universo primordiale che variano notevolmente nelle loroprevisioni della dimensione di queste perturbazioni. Molti prevedono la creazione di buchi neri, chevanno da una massa di Planck a centinaia di migliaia masse solari.[55] I buchi neri primordialipotrebbero così spiegare la creazione di qualsiasi tipo di buco nero.

Fenomenologia dei buchi neri

La caratteristica fondamentale dei buchi neri è che il loro campo gravitazionale divide idealmentelo spaziotempo in due o più parti separate fra di loro da un orizzonte degli eventi. Un'informazionefisica (come un'onda elettromagnetica o una particella) potrà oltrepassare un orizzonte degli eventiin una direzione soltanto. Nel caso ideale, e più semplice, di un buco nero elettricamente scarico enon rotante (buco nero di Schwarzschild) esiste un solo orizzonte degli eventi che è una sferacentrata nell'astro e di raggio pari al raggio di Schwarzschild, che è funzione della massa del bucostesso. Una frase coniata dal fisico John Archibald Wheeler, un buco nero non ha capelli, sta asignificare che tutte le informazioni sugli oggetti o segnali che cadono in un buco nero vengono perdute ad eccezione di tre fattori: massa, carica emomento 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 non è del tutto nero: esso emette particelle, in quantità inversamente proporzionale alla sua massa, portando ad una sorta dievaporazione. Questo fenomeno, dimostrato per la prima volta dal fisico Stephen Hawking nel 1974, è noto come radiazione di Hawking ed è alla basedella termodinamica dei buchi neri. Alcune sue osservazioni sull'orizzonte degli eventi dei buchi neri, inoltre, hanno portato alla formulazione delprincipio olografico. Esiste una simulazione, effettuata al computer da alcuni ricercatori sulla base di osservazioni, che mostra l'incontro di una stellasimile al Sole con un buco nero supermassivo, dove la stella viene "triturata" e mentre alcuni detriti stellari "cadono" nel buco nero, altri vengono espulsinello spazio a velocità elevata.[1] (http://www.nasa.gov/mission_pages/galex/galex20120502.html) [2](http://daily.wired.it/news/scienza/2012/05/03/stella-dilaniata-buco-nero-37889.html) Un gruppo di astronomi analizzando i dati del Chandra X-rayObservatory 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.[3] (http://daily.wired.it/news/scienza/2012/06/06/buco-nero-galassia-346667.html)

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

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

A tutt'oggi non è possibile conoscere lo stato della materia interna di un buco nero, le leggi stesse che regolano la fisica all'esterno dell'orizzonte deglieventi perdono validità in prossimità del buco nero.

Uno degli oggetti nella Via Lattea candidati ad essere un buco nero è una sorgente di raggi X chiamata Cygnus X-1. Viene ipotizzato che enormi buchineri (di massa pari a milioni di volte quella del Sole) esistano al centro delle galassie, come nella nostra e nella galassia di Andromeda. Si parla in questocaso di buchi neri supermassicci, la cui esistenza può essere verificata in modo indiretto grazie al loro intenso campo gravitazionale. Nel nucleo centraledella nostra galassia, in particolare, si osserva l'esistenza di una sorgente radio compatta - nota come Sagittarius A* - la cui alta densità è compatibilesolo con l'ipotesi che si tratti di un buco nero. Attualmente si pensa che tutte le galassie abbiano di norma un buco nero supermassiccio nel loro nucleo:ciò permette di spiegare la forte emissione di energia delle galassie attive, dovuta alla trasformazione dell'energia gravitazionale contenuta in un disco diaccrescimento di gas sul buco nero.

Modelli fisici e modelli matematici

Un analogo fisico di un buco nero è il comportamento delle onde sonore in prossimità di un ugello de Laval: unastrozzatura utilizzata negli scarichi dei razzi che fa passare il flusso dal regime subsonico a supersonico. Primadell'ugello le onde sonore possono risalire il flusso del getto, mentre dopo averlo attraversato ciò è impossibileperché il flusso è supersonico, quindi più veloce del suono. Altri analoghi possono sfruttare le onde superficiali inun liquido in moto in un canale circolare con altezza decrescente, un tubo per onde elettromagnetiche la cuivelocità è alterata da un laser, una nube di gas di forma ellissoidale in espansione lungo l'asse maggiore. Tuttiquesti modelli, se raffreddati fino alla condizione di condensato di Bose - Einstein, dovrebbero presentarel'analogo della radiazione di Hawking, e possono essere usati per correggere le previsioni di quest'ultima: comeun fluido ideale, la teoria di Hawking considera la velocità della luce (suono) costante, indipendentemente dallalunghezza d'onda (comportamento detto di Tipo I). Nei fluidi reali la velocità può aumentare (Tipo II) odiminuire (Tipo III) all'aumentare della lunghezza d'onda. Analogamente dovrebbe avvenire con la luce, ma se ilrisultato fosse che lo spazio tempo diffonde la luce come il Tipo II o il Tipo III, andrebbe modificata la relativitàgenerale, cosa già nota perché per le onde con lunghezza d'onda prossima alla lunghezza di Planck diventasignificativa la gravitazione quantistica.

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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 siriconducono a quattro:

Buco nero di Schwarzschild

Per approfondire, vedi 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 unoggetto dotato anche di una minima rotazione una volta contratto in buco nero deve aumentare enormemente la sua velocità angolare in virtù delprincipio 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 unastella 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 formerannonon uno ma due orizzonti degli eventi distinti. La rotazione del buco nero fa sì che si formi la cosiddetta ergosfera. Questa è la zona immediatamentecircostante all'orizzonte esterno causata dall'intenso campo gravitazionale dove lo spaziotempo oltre ad essere curvato entra in rotazione trascinato dallarotazione del buco nero come un gigantesco vortice.

Buco nero di Kerr-Newman

Per approfondire, vedi Buco nero di Kerr-Newman.

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

Buco nero di Reissner-Nordström

Per approfondire, vedi 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 delcomportamento asintotico.

Per approfondire, vedi Relatività generale#Soluzioni dell'equazione di campo.

Ipotesi alternative

Stelle nere

Per approfondire, vedi Stella nera (astronomia).

Alcuni scienziati hanno messo in dubbio l'esistenza dei buchi neri come sono attualmente definiti e hanno ipotizzato che i corpi celesti identificatiattualmente come buchi neri ma solo osservati indirettamente siano in realtà "stelle nere" prive di orizzonte degli eventi. «Noi abbiamo dimostrato checerti effetti quantistici possono impedire ai buchi neri di formarsi, producendo invece un oggetto chiamato "stella nera", che non arriverebbe a densitàinfinita e non sarebbe avvolto dall'orizzonte degli eventi.»[56] Tali scienziati hanno visto come la definizione attuale di buco nero provochi alcuniparadossi: uno di questi è quello della perdita di informazioni. Questo paradosso consiste nel fatto che un buco nero, che contiene al suo internoun'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 proprietàfondamentale della meccanica quantistica, l'unitarietà, secondo cui nessuna informazione può essere distrutta e costituisce il cosiddetto paradossodell'informazione dei buchi neri.

Secondo la teoria delle stelle nere alcuni effetti quantistici (RSET) controbilancerebbero l'attrazione gravitazionale, impedendo così alla stellacollassante di diventare un buco nero. Esse diventerebbero invece stelle nere che hanno alcune proprietà osservabili in comune con i buchi neri, maanche molte differenze. Esse sarebbero infatti corpi materiali estremamente densi, fatti di materia densa e privi di orizzonte degli eventi. Sarebberoestremamente fioche a causa di un intenso spostamento verso il rosso della luce da loro emessa. Potrebbero emettere una radiazione analoga a quella diHawking 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.

Recentemente lo stesso Hawking ha pubblicato un articolo secondo cui le perturbazioni quantistiche in prossimità dell'orizzonte degli eventi permettonoalla radiazione ad egli intitolata di trasportare informazione (non essendo quindi prettamente termica) e grazie al principio di corrispondenza AdS/CFTl'informazione venga comunque conservata.[57]

Gravastar

Per approfondire, vedi 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. Ilfisico George Chapline le ha presentate affermando che secondo la meccanica quantistica i buchi neri non sarebbero concepibili.

Fuzzball

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Fuochi d'artificio vicino ad un buco nero nellagalassia NGC 4151 (HST).

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

Principio Olografico

Nel 1972, lo scienziato e astronomo Jacob Bekenstein si domandò cosa accade a un oggetto con entropia, ad esempio un gas caldo, quando varcal'orizzonte degli eventi, se essa scomparisse ciò comporterebbe una violazione del secondo principio della termodinamica, in quanto il contenutoaleatorio del gas scomparirebbe, una volta assorbito dal buco nero. La seconda legge può essere salvaguardata solo se si considerano i buchi neri comeoggetti aleatori, con una enorme entropia, il cui incremento compensi abbondantemente l'entropia contenuta nel gas risucchiato. Il principio olograficotrae origine dai calcoli effettuati sulla termodinamica dei buchi neri, che implicano che l'entropia massima possibile contenuta in una regione siaproporzionale alla superficie che racchiude la regione, non al suo volume, come ci si aspetterebbe (ovvero al quadrato del raggio, non al cubo). Nel casospecifico del buco nero, la teoria comporta che il contenuto informativo caduto nel buco nero sia interamente contenuto nelle fluttuazioni superficialidell'orizzonte degli eventi. Nel 1981 il fisico Stephen Hawking sollevò il paradosso informativo, dovuto all'entropia e conseguente evaporazione deibuchi neri, da lui stesso calcolata per altra via a partire dalle fluttuazione quantistiche appena sopra l'orizzonte degli eventi, attraverso essa, sempresecondo Hawking, sarebbe scomparsa l'informazione intrappolata dall'orizzonte. Nel 1993 il fisico Leonard Susskind propose una soluzione delparadosso basata sul principio della Complementarità (mutuato dalla fisica quantistica), per cui il gas in caduta entrerebbe "o" non entrerebbe dentrol'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 perl'esterno, nemmeno in conseguenza della successiva evaporazione, mentre, per un osservatore che seguisse il gas in caduta, l'attraversamentodell'orizzonte avverrebbe, e avverrebbe senza particolari fenomeni di soglia, in conformità al principio relativistico (primo postulato della relativitàristretta), 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 (ad iniziare da Albert Einstein e Nathan Rosen negli anni trenta)altre soluzioni delle equazioni della relatività generale con singolarità dette buchi bianchi. Sonoanche state ipotizzate, sempre a livello teorico, soluzioni ottenute per incollamento di due soluzionicon 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 difantascienza.

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H. Stephani, D. Kramer, M. MacCallum, C.Hoenselaers, and E. Herlt, Exact Solutions of Einstein's Field Equations, (Cambridge University Press,2002).

Voci correlate

Raggio di SchwarzschildMassa di ChandrasekharBuco nero AdSBuco nero stellareBuco nero di PlanckBuco nero di massa intermediaBuco nero supermassiccioBuco biancoBuco nero di Kerr-NewmanCollapsarDisco di accrescimentoErgosferaStella di energia oscuraCERNFlusso oscuroRadiazione di HawkingQuasistarCoordinate di Gullstrand-Painlevé

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Collegamenti esterni

Chi ha paura dei buchi neri?, percorso in italiano - ScienzaPerTutti (http://scienzapertutti.lnf.infn.it/index.php?option=com_content&view=article&id=196:chi-ha-paura-dei-buchi-neri&catid=8&Itemid=170)Teoria dei buchi neri (http://ulisse.sissa.it/Answer.jsp?questionCod=105971772)Buchi neri e loro effetti relativistici (http://www.bo.astro.it/sait/spigolature/spigo101base.html)Storia dei buchi neri dalla loro scoperta a oggi (http://www.torinoscienza.it/dossier/apri?obj_id=4301)Articolo di P.K.Townsend, richiede un ottimo livello (http://arxiv.org/PS_cache/gr-qc/pdf/9707/9707012v1.pdf)Hamed Moradi, "An Early History of Black Holes (http://www.maths.monash.edu.au/~hmoradi/Honours_Essay_2004.pdf)", (2004) MonashUniversityManuale dei buchi neri (http://web.tiscali.it/buchineri)Hawking Radiation Calculator (http://xaonon.dyndns.org/hawking/) – Calcolatore online delle diverse proprietà di un buco nero immaginario apartire da un parametro noto

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