buco (sostantivo)

Lessico

sm. (pl. -chi) [sec. XIV; da buca].

1) Piccola cavità con apertura di solito circolare, che penetra profondamente o passa da parte a parte un corpo; foro: un per terra, nella parete, nei pantaloni; familiare: i del naso, le narici; il della serratura, in cui s'inserisce la chiave; il dell'ago, la cruna; del gatto, apertura sul piano della coffa degli alberi delle navi a vela per l'attraversamento di manovre. In loc. fig.: fare un nell'acqua, fallire in un tentativo; tappare un , pagare un debito, colmare una lacuna (spesso provvisoriamente); non cavare un ragno dal , sforzarsi senza concludere nulla; entrare, passare per il , riuscire in qualche cosa all'ultimo momento, a stento.

2) Per estensione, abitazione o stanza angusta e squallida; vano nascosto, recesso: abita in un di periferia; cercare in tutti i , dappertutto; fig.: vivere nel proprio , condurre vita appartata. Familiare, occupazione (specialmente di ripiego): ha trovato un come usciere. Nel gergo giovanile, assunzione di sostanze stupefacenti, iniezione di droga pesante.

3) In senso fig., con allusione al vuoto del buco: A) intervallo nella successione dell'orario di lavoro, specialmente degli insegnanti; B) nel linguaggio giornalistico, mancata pubblicazione, o pubblicazione in forma carente, di una notizia riportata da altri giornali; C) in diversi giochi e sport, intervento mancato, specialmente sul pallone; D) ammanco finanziario, voce di spesa scoperta. Più in genere, mancanza, lacuna, omissione: nella tua preparazione si notano parecchi ; la relazione del testimone è piena di .

4) In elettronica, sinonimo di lacuna.

5) In astronomia, , o foro, coronale, regione della corona solare caratterizzata da scarsa o nulla luminosità in radiazione X, che si forma generalmente nell'area neutra compresa fra regioni a elevata attività magnetica. Per bianco e nero, vedi oltre.

Astronomia: buco bianco

Ipotetica entità teorica, controparte dei buchi neri (vedi oltre). Il concetto di buco bianco (inglese white hole) nasce dalla teoria dei buchi neri rotanti di Kerr, che differisce da quella elaborata da Schwarzschild (vedi oltre) poiché tende a dimostrare come la curvatura del cronotopo, al di là dell'“orizzonte degli eventi”, non divenga infinitamente grande, rendendo possibile alla materia fagocitata nel buco nero di non svanire nella singolarità centrale. La materia deve quindi fuoriuscire in qualche luogo dell'Universo (e anche in qualche sezione del tempo) attraverso una sorta di sorgente relativistica definita, per contrapposizione, buco bianco. Negli anni Sessanta del sec. XX, l'astrofisico I.D. Novikov sviluppò l'ipotesi secondo la quale la materia dovrebbe erompere dai buchi bianchi in modo esplosivo, liberando colossali quantità d'energia. Perciò, i migliori candidati a contenere buchi bianchi sono considerati i bulbi delle galassie attive, di quelle ellittiche giganti e dei quasar.

Astronomia: buco nero

nero (inglese black hole), singolarità gravitazionale, deducibile matematicamente dalla teoria della gravitazione di A. Einstein. Rappresenterebbe lo stadio finale di tutte le stelle con massa superiore a circa tre volte quella del Sole: giunte alla fine del loro ciclo evolutivo, queste subiscono un totale collasso gravitazionale per cui la massa raggiunge densità tale che le forze nucleari repulsive non sono in grado di opporsi alla forza gravitazionale; tutta la massa potrebbe allora concentrarsi in un buco dello spazio, nero perché neanche la luce della stella potrebbe sottrarsi alle intense forze gravitazionali. In altre parole, il concetto di buco nero è una diretta conseguenza delle proprietà relativistiche della gravitazione, in quanto il campo gravitazionale misura in realtà la deformazione topologica nella metrica dello spazio-tempo. La deflessione φ (espressa in radianti), subita da un raggio di luce che passa alla distanza R da un centro di massa M, costituisce l'indice di misura della curvatura locale del cronotopo prodotta dalla massa stessa. Vale la relazione φ=4GM/Rc², dove G è la costante di gravitazione e c la velocità della luce nel vuoto. Per φ>2, ossia per R>2GM/c², la deflessione supera 2π, e il raggio luminoso rimane allora intrappolato nella deformazione spazio-temporale. La distanza R_s= 2GM/c² alla quale ciò avviene è chiamata raggio di Schwarzschild: essa è direttamente proporzionale alla massa concentrata, e misura il raggio di una superficie (quadrimensionale) sferica delimitante lo spazio dal quale è interdetta l'emissione di qualsiasi segnale – elettromagnetico o corpuscolare – verso l'esterno. Lo spazio che gode di questa proprietà viene definito buco nero. La superficie di curvatura R_s che lo delimita viene chiamata orizzonte degli eventi, in quanto, per un osservatore ideale posto all'esterno, costituisce un'insuperabile barriera relativistica all'osservazione degli avvenimenti interni. Se si calcola il raggio di Schwarzschild per una massa pari a quella del Sole, si ricava R_s=3 km; questo risultato mostra che, fra i corpi celesti, solo masse di rango stellare concentrate a densità altissime sarebbero in grado di dar luogo a un buco nero. In realtà, le equazioni di stato per la materia degenere non offrono soluzioni di equilibrio quando le densità tendono a superare valori dell'ordine di 10¹⁴ g/cm³. Tali densità sono tipiche della materia nucleare e caratteristiche delle stelle a neutroni; esse vengono comunque raggiunte attraverso il collasso gravitazionale (eventi di supernova) di nuclei stellari con massa non superiore a tre volte quella del Sole. Il collasso di stelle di massa più elevata non viene arrestato neanche dalla contropressione quantistica esercitata dal fluido neutronico, cosicché, al superamento della densità limite, nessun ostacolo si contrappone alla contrazione indefinita dell'astro. Allorché le dimensioni di quest'ultimo si riducono al relativo R_s, l'orizzonte degli eventi si richiude intorno alla massa collassante, escludendola definitivamente da qualsiasi relazione con il resto dell'Universo. Poiché le equazioni relativistiche dimostrano che, all'interno dell'orizzonte, le coordinate relative allo spazio e al tempo invertono il proprio ruolo, ne consegue che il processo di riduzione delle dimensioni spaziali diviene equivalente allo scorrimento della dimensione temporale ed è, perciò, inarrestabile. L'intera massa, ma non il suo campo gravitazionale, finisce dunque con lo svanire in un'entità priva di dimensioni che i fisici chiamano “singolarità”.

Astronomia: proprietà dei buchi neri

Tenendo conto che i corpi celesti, oltre che di massa, sono generalmente dotati anche di momento angolare di rotazione e sono sedi di campimagnetici ed elettrici, le equazioni relativistiche mostrano che da essi può trarre origine la seguente tipologia dei buchi neri: A) buchi neri di Schwarzschild, dotati di sola massa; B) buchi neri di Kerr, dotati di massa e momento angolare; C) buchi neri di Reissner-Nordstrom, dotati di massa e di carica; D) buchi neri di Kerr-Newmann, dotati di massa, carica e momento. Particolarmente interessanti sono i buchi neri rotanti del tipo B) e D), poiché si dimostrano forniti di un secondo orizzonte, esterno a quello degli eventi, ma tangente a esso in corrispondenza dei poli di rotazione. Lo spazio fra le due superfici possiede la proprietà di scomporre una particella incidente (dall'esterno) in una coppia di antiparticelle, di cui una viene espulsa con energia maggiore di quella posseduta all'ingresso. Ciò avviene a spese dell'energia rotazionale del buco nero; pertanto, mediante reiterazione di un processo siffatto, esso potrebbe venire ridotto a un buco nero del tipo A), con una resa energetica che si dimostrerebbe pari al 50% della sua energia di massa E=mc². Il termine ergosfera, applicato allo spazio quadrimensionale compreso fra i due orizzonti, è stato introdotto da R. Ruffini e J.A. Wheeler per sottolineare l'attitudine del buco nero rotante a fornire lavoro utile. Un'ulteriore definizione di spazio caratteristico è la rotosfera, una superficie dinamica del buco nero all'interno della quale la direzione della forza centrifuga s'inverte, con il risultato di accrescere l'intensità del richiamo gravitazionale sulla materia che, attratta, vi spiralizza intorno. Le già note varietà di buchi si sono arricchite con l'introduzione dei grigi (gray holes), entità che si realizzerebbero a condizione che le dimensioni dell'astro collassato non divengano inferiori a quelle della sfera di Schwarzschild. In tal caso si costituirebbe intorno all'oggetto una corona sferica entro la quale la radiazione emessa rimane intrappolata – o sfuggirebbe all'esterno molto lentamente – una sorta di atmosfera luminosa dall'intensità estremamente debole e spostata verso le basse frequenze elettromagnetiche per effetto relativistico, alla quale gli astrofisici hanno attribuito la denominazione di sfera fotonica. È stata anche dimostrata la possibilità che l'accrescimento progressivo della massa di una stella a neutroni (per esempio, per afflusso di materia circostante) non dia direttamente origine a un buco nero, bensì a una struttura di particelle speciali (iperoni Epsilon, Lambda, Csi, assolutamente instabili alle condizioni normali), posta a densità dieci volte maggiore di quelle nucleari e capace – con la propria contropressione di degenerazione – di impedire che il richiamo autogravitazionale la riduca a una singolarità fisica. In modo sempre più generale – grazie alle investigazioni nell'infrarosso del telescopio spaziale Hubble e dei numerosi satelliti per radiazione X – si constata che gli imponenti flussi di energia dissipati nei sistemi binari di stelle a emissione X, nei bulbi di numerose galassie attive e all'interno di molti ammassi globulari, potrebbero trovare origine proprio dai meccanismi posti in opera dalle ergosfere di altrettanti buchi neri magnetici rotanti, più o meno massicci, entro cui il materiale gassoso finisce con il cadere (e anche con il rimanere espulso in getti violenti di plasma a causa della pressione magnetica) una volta che esso sia stato risucchiato dai dischi di accrezione che vorticano intorno alla singolarità gravitazionale.

Astronomia: lo studio dei buchi neri

La visione diretta dei buchi neri sotto l'aspetto di singolarità “nude”, in linea di principio, non è possibile; potrebbe però diventarlo a condizione di percepirne l'effetto di focalizzazione gravitazionale esercitato sulla luce delle sorgenti remote retrostanti. In realtà, gli astronomi puntano a rintracciare gli effetti che si manifestano intorno alla stessa singolarità nuda, vale a dire sui diversi “orizzonti” che lo avvolgono (degli eventi, ergosfera, rotosfera, sfera fotonica) e, in primo luogo, nel disco d'accrezione entro il quale – se il campo gravitazionale del buco nero s'estende a corpi posti in prossimità – viene aspirata la materia che è destinata a finire nella singolarità. La teoria stellare insegna che gli astri compresi entro le 40 masse solari generalmente giungono in fase di collasso da supernova dopo aver perduto grandissima parte di materia (attraverso il meccanismo del “vento” di plasma, della formazione di nebulose planetarie, e altro): da essi derivano stelle di neutroni, o pulsar. Soltanto gli astri di massa superiore possono lasciare un relitto abbastanza consistente (maggiore di tre masse solari) da produrre una singolarità gravitazionale. Un'eventuale stella compagna rimasta a orbitare in prossimità risentirebbe dell'attrito generato dalla materia diffusa dalla supernova, restringerebbe la propria orbita e – se in fase di gigantismo incipiente – entrerebbe in interazione fisica con il campo gravitazionale del buco nero, dando facilmente inizio a un trasferimento dei propri gas atmosferici. Una volta venutasi a generare una corrente gassosa che alimenta un disco d'accrezione rotante intorno all'elemento collassato, nell'azione combinata dovuta allo stritolamento gravitazionale (per effetti mareali), agli attriti interni, alla conversione energetica di massa, il materiale si troverebbe a subire eccitazioni tali da accrescere la propria temperatura fino all'ordine dei milioni di kelvin, e a essere di conseguenza stimolato a emettere nel campo radiazioni penetranti (raggi X molli e duri). Processi fisici di tal genere si verificano: a) in sistemi binari ove il buco nero si trova associato con una controparte ottica rappresentata da una normale stella di sequenza, alla quale l'elemento collassato sottrae materia. L'esame Doppler sullo spettro di quest'ultima è in grado allora di stabilire ampiezza e periodo della relativa orbita, nonché il valore combinato della massa dei due elementi. Introducendo ipotesi basate sul tipo spettrale della componente visibile e sul flusso di radiazione penetrante, si può dedurre un valore minimo per la massa di quella non visibile e verificare se si tratta, o meno, di un buco nero; b) negli ammassi globulari di stelle, di cui si conoscono formazioni contenenti materia per milioni di masse solari confinate in volumi di spazio di poche decine d'anni luce di diametro. È prevedibile che in questo caso sia la coalescenza e l'interazione gravitazionale agente fra stelle molto ravvicinate il meccanismo che induce la formazione di singolarità gravitazionali molto massicce, in grado di destare le osservate emissioni in radiazione X. Del resto, è noto che gli ammassi globulari massicci sono destinati a distruggersi (a “evaporare”) nel giro di poche centinaia di milioni d'anni proprio in conseguenza delle interazioni che abbiamo menzionato; c) nei bulbi delle galassie. Il superaddensamento in materia condensata (stelle, ammassi di stelle) e diffusa (polveri, nubi molecolari) che si riscontra di norma nelle regioni centrali e pericentrali delle grandi galassie evolute (con esclusione delle galassie nane e della generalità delle irregolari) dimostra spesso che là si sono instaurati fenomeni generalizzati di coalescenza, di accumulo e di collasso a carico di ingenti quantità di materia ai quali è seguita la formazione di buchi neri supermassicci dell'ordine delle decine di milioni di masse solari. L'esistenza di tali formazioni è stata più volte comprovata dalla straordinaria potenza di penetrazione ottica del telescopio spaziale Hubble che ha evidenziato – nei bulbi di molte galassie attive e di radiogalassie – l'esistenza di colossali dischi d'accrezione e di imponenti correnti gassose a getto dirette, in direzioni opposte, lungo gli assi magnetici (e di rotazione) dei dischi stessi. In questi casi, il bilancio energetico accerta che le potenze radiative in gioco implicano dissipazioni massicce di potenziale gravitazionale. Da parte sua, l'esame Doppler sugli spettri prelevati in queste regioni rivela generalmente stati dinamici tipicamente intensi, estesi su raggi dell'ordine dell'anno luce, che non risultano giustificabili con l'azione attrattiva inerente la sola quantità di massa che è localmente visibile. La tesi a favore dell'effettiva presenza di singolarità gravitazionali su grande scala, capaci di attivare i grandiosi fenomeni in atto nel centro di quelle galassie, appare allora comprovata da entrambe le evidenze, quella energetica e quella dinamica. Attivo dal 2014, nel 2019 il progetto Event Horizon Telescope ha annunciato la prima immagine di un buco nero che mostra l’orizzonte degli eventi del buco nero supermassiccio posto al centro della galassia Messier 87, una galassia ellittica osservabile nella costellazione della Vergine. A catturare l'immagine rivoluzionaria è stata la rete di otto radiotelescopi che fa parte della collaborazione Eht, costituita proprio per riuscire a catturare la foto più ambita dell'astrofisica. Nell’immagine si  può osservare l'"ombra" del buco nero perché la materia attratta al suo interno, riscaldandosi, emette luce visibile parzialmente grazie ai radiotelescopi, rendendo osservabile la zona "in ombra" all'interno del buco nero. Annunciata come foto del secolo, non si tratta in realtà di una vera e propria fotografia, ma del risultato dell'elaborazione di enormi quantità di dati, sintetizza infatti circa 4 petabyte (cioè milioni di gigabyte) di informazioni, elaborate in due centri di calcolo, uno al Massachusetts Institute of Technology di Boston, negli USA, e uno al Max Planck Institut di Bonn, in Germania.

Astronomia: buchi neri supermassicci

I buchi neri di masse superiori al milione di volte la massa del Sole (M_s) si ritengono responsabili indiretti delle gigantesche emissioni di energia dei nuclei galattici attivi. La loro presenza e mole è stata dedotta principalmente misurando le velocità di rotazione delle nubi gassose, e/o degli oggetti stellari, nelle regioni più interne dei nuclei (tipicamente entro le centinaia di anni luce) di galassie la cui vicinanza con la Terra consente il rilevamento di dettagli con sufficiente risoluzione angolare. Si sono trovati in questo modo indizi della presenza di buchi neri con masse fino al miliardo di M_s (come nel caso della galassia ellittica gigante M87 nell'ammasso della Vergine). Con tecniche interferometriche sensibili all'infrarosso (per poter penetrare le dense nubi di polvere nei pressi del centro galattico), con osservazioni effettuate all'ESO e grazie a dati osservativi ottenuti con il telescopio Keck, si è potuta stimare la massa di un buco nero situato nel nucleo (peraltro non particolarmente attivo) della nostra Galassia, in circa 2,5 milioni di M_s. Tale valore è stato dedotto dal rilevamento della velocità orbitale delle stelle più vicine alla sorgente radio Sgr A, situata nel Sagittario, che si ritiene coincida proprio con il nucleo della Via Lattea. A una distanza non più grande di una settimana luce (~ cento miliardi di chilometri) sono state osservate velocità di 1500 km/s, alle quali corrisponde un'intensa forza centrifuga che richiede una notevole attrazione gravitazionale per essere controbilanciata. Per spiegare una simile dinamica è necessario che nel piccolo spazio all'interno delle orbite sia presente una massa molto elevata: pur non essendoci una dimostrazione osservativa diretta è estremamente difficile ipotizzare una densità così elevata nelle regioni centrali senza ricorrere alla presenza di un buco nero. Analogamente, un disco d'accrezione è stato rilevato (con la Wide Field Planetary Camera dell'Hubble) al centro della celebre galassia attiva M87 in Vergine. Esso ruota a velocità prossime a 550 km/s, ha un raggio di oltre 100 anni luce ed è animato dalla presenza interna di un buco nero colossale, equivalente a diversi miliardi di masse solari. L'effetto congiunto del poderoso richiamo gravitazionale e della pressione magnetica esercitati sulla materia circostante alimenta il noto getto d'idrogeno ionizzato che, nell'interazione violenta con i gas intergalattici, diviene a sua volta intensa sorgente di radioemissione. Buchi neri supermassicci, tra 10⁶ e 10¹⁰ M_s sono stati osservati indirettamente nei nuclei di oltre una decina di galassie vicine e i dati sembrano indicare una correlazione tra la massa del corpo centrale e quella delle galassie ospiti. Si ritiene che un buco nero di simili proporzioni sia alla base del meccanismo emissivo di tutte le galassie attive e dei quasar. Non sono ancora chiare le modalità di formazione dei buchi neri supermassicci al centro delle galassie. Un'interessante ipotesi a riguardo, sostanziata da accurata modellistica fisica, è quella avanzata da R. Capuzzo Dolcetta (1993) che imputa l'accrescimento in massa dei buchi neri al centro delle galassie alla cessione di stelle da parte di un superammasso stellare ivi formatisi per fusione di ammassi globulari (i sistemi stellari più antichi in una galassia, composti da centinaia di migliaia di stelle) le cui orbite sono energeticamente “decadute” fino al punto di confinarli nelle zone centrali della galassia ospite.

Astronomia: buchi neri stellari

Dal tasso medio di produzione di supernovae osservato nelle galassie esterne si deduce che nella Via Lattea si potrebbero essere verificate oltre mezzo milione di catastrofi stellari. Soltanto a una decina ammontano però i candidati buchi neri finora accertati in sistemi binari a forte emissione X (MXRB) e a transienti X deboli (SXT). Risultati notevoli nell'ambito della ricerca e individuazione dei buchi neri di taglio stellare, residui del collasso di astri sufficientemente massicci (>10 M_s), derivano dall'osservazione della prima sorgente superluminare (indicata con la sigla GRS 1915+105) scoperta nella nostra galassia nel 1992, dal satellite russo Granat e successivamente analizzata in dettaglio da quello indiano IRS P3. Trattasi di una sorgente variabile di raggi X che si ritengono prodotti, come per un'altra decina di oggetti dello stesso tipo, dalla materia riscaldata e stritolata dalle possenti forze gravitazionali che la stanno risucchiando verso un buco nero stellare. Questa materia verrebbe strappata a una stella orbitante nei pressi del buco nero stesso. A testimonianza dei notevoli stress dinamici a cui è sottoposta tale materia, vi è la velocità relativistica – cioè molto vicina a quella della luce – necessaria ai getti di plasma osservati dal radio-interferometro inglese Merlin, per sfuggire all'attrazione di gravità. A causa di effetti prospettici, la velocità misurata risulta apparentemente superiore a quella della luce. In tutto questo scenario non è, però, facile distinguere se a provocare i fenomeni parossistici e l'emissione X osservata sia effettivamente un buco nero oppure una stella di neutroni che, avendo anch'essa dimensioni molto ridotte (pochi chilometri), può dar luogo a campi gravitazionali ugualmente intensi. Gli scienziati indiani autori dello studio su GRS 1915+105, hanno analizzato l'andamento temporale del lampo ai raggi X che accompagna la presunta caduta di materiale sull'oggetto compatto, notando che la fase di crescita del segnale, della durata di poche decine di secondi e dovuta alla sempre minore distanza dall'oggetto della massa in caduta, è seguita da un peculiare e rapidissimo suo spegnimento. Questo costituirebbe prova della presenza di un buco nero, anziché di un qualunque altro tipo di oggetto compatto. Infatti, lo spegnimento corrisponderebbe alla totale e quasi istantanea fuoriuscita dal nostro Universo della materia che, cadendo, penetra all'interno dell'orizzonte degli eventi associato ai buchi neri. Altre metodologie di ricerca si sono affiancate a quelle tradizionali. In particolare sono realizzati rivelatori ultrasensibili alle onde gravitazionali che, previste dalla relatività generale di Einstein, verrebbero suscitate nella struttura geometrica del continuo spazio-temporale, allorquando un corpo della massa di una tipica stella precipita su un buco nero.