I BUCHI NERI
di Giancarlo Bernardi
ENCICLOPEDIA TASCABILE "IL SAPERE" EDITA DALLA NEWTON COMPTON
VERSIONE ELETTRONICA - PER I NON VEDENTI - CURATA DA EZIO GALIANO
REVISIONE DI AMEDEO MARCHINI
INDICE:
Introduzione
I.Teorie gravitazionali
1. Prima di Einstein
2. La nascita dell'idea di buco nero
3. Spazio e tempo
4. La relativit generale
lI. Gerarchie cosmiche
1. Scatole cinesi
2. Le galassie
3. La Via lattea
4. Animassi di galassie
III. Le stelle
1. Caratteristiche fisiche
2. Cos' una stella?
3. Evoluzione stellare
4. Le giganti rosse
5. Una fine tranquilla
6. Una fine violenta
7. Supernovae
8. I resti del gigante
9. Stelle come nuclei di atomi
10. Stellamoti
11. Pulsar e supernovae
IV. I buchi neri
1. Evoluzione di un'idea dimenticataIndice
2. Definizione di buco nero
3. Chi si muove  perduto!
4. Come vedere un buco nero
5. Buchi neri rotanti
6. I buchi neri calvi
V. Ponti nell'Universo
1. Una rappresentazione dello spaziotempo
2. Lo spaziotempo dentro e fuori un buco nero
3. I diagrammi di Kruskal
4. I diagrammi di Penrose
5. Le frontiere del pensiero
VI. Termodinamica di un buco nero
1. Termodinamica
2. Locomotive e buchi nri
3. Una speranza per l'Universo
4. Dinamo e laser cosmici
VII. Cacciatori di buchi neri
1. Tracce da seguire
2. Onde sospette
3. La svolta
4. Tre buchi neri
5. Dove meno te l'aspetti
Conclusione
Cronologia
Bibliografia essenziale
INTRODUZIONE
Nonostante Jurassik Park, il film di Spielberg, un paleontologo, che intenda
studiare la vita e l'evoluzione dei dinosauri, deve accontentarsi di pochi
reperti fossili con i quali tentare di ricostruire il quadro complessivo delle
condizioni vigenti sulla Terra durante il periodo giurassico. La ricostruzione
sarebbe sicuramente pi affidabile se potesse osservare personalmente la vita e
le abitudini dei suoi assistiti, ma per far ci dovrebbe possedere una macchina
del tempo in grado di trasportarlo a circa 135 milioni di anni nel passato.
Tuttavia esistono scienziati pi fortunati dei paleontologi. Scienziati che
possono, comodamente seduti nei loro laboratori, viaggiare a ritroso nel tempo
fin quasi all'inizio di tutto. Questi scienziati sono gli astronomi e la loro
macchina del tempo  lo stesso Universo. Osservare il cosmo a distanze crescenti
significa, infatti, non soltanto viaggiare nello spazio ma anche nel tempo.
La nostra immagine dei corpi presenti nell'Universo, a causa del valore finito
della velocit della luce, non  l'immagine contemporanea alla nostra
osservazione, bens quella di come essi erano al momento che la luce li lasci
per intraprendere il viaggio verso di noi. L'immagine che vediamo del Sole
(distante 8 minuti-luce)  l'immagine di come era il Sole 8 minuti prima: se
esso si spegnesse improvvisamente potremo godere della sua vista per ancora tale
arco di tempo! Osservare la galassia di Andromeda (distante 2 milioni di anni
luce) significa osservarla come essa era 2 milioni di anni fa nel passato. Il
termine: ora, non ha senso nell'Universo.
Viaggiare nel tempo significa, quindi, osservare l'Universo a distanze sempre
maggiori per decifrarne il grande disegno della sua evoluzione.
Negli ultimi anni, collegando i risultati sulla struttura fondamentale della
materia (quindi degli oggetti pi piccoli che siamo in grado di immaginare) con
quelli riguardanti le grandi strutture del cosmo (quindi degli oggetti pi
grandi), la comprensione di tale evoluzione  andata via via arricchendosi di
nuovi particolari. Significative, a tale proposito, sono state le osservazioni
di alcuni fenomeni celesti riguardanti settori diversi nella descrizione
dell'evoluzione dell'Universo, osservazioni rese pi accessibili grazie
all'acquisizione di nuove tecnologie.
Il 1986, ad esempio, grazie all'impiego delle sonde Voyager e Galileo  stato
l'anno dell'osservazione di Urano e della cometa di Halley che hanno contribuito
a chiarire alcuni aspetti dell'evoluzione del sistema solare.
Il 1990  stato l'anno del telescopio spaziale Hubble che, dopo alcune
difficolt iniziali, ha esteso la nostra vista a distanze spaziali e temporali
impossibili da raggiungere con strumenti ottici posti a terra. Ma l'anno pi
interessante dal punto di vista dell'argomento di questo libro  stato il 1987,
l'anno della supernova nella nube di Magellano.
Le supernovae sono stelle che, improvvisamente, prendono a brillare in punti
dove precedentemente era stata osservata una stella, generalmente di modesta
luminosit. Proprio a causa di questa sua difficile individuazione ottica, gli
antichi osservatori, privi della tecnologia necessaria, ritenevano che, in
questi casi, fosse apparsa una vera e propria nuova stella, da cui il nome.
Queste nascite sono piuttosto rare, come dimostra la loro registrazione nella
storia dell'umanit, e che  limitata a soli tre casi: quello del 1054,
registrato dagli astronomi cinesi, quello del 1572, registrato da T. Brahe
(1546-1601) e quello del 1604, osservato da J. Keplero (1571-1630). Se
consideriamo che solo oggi possiamo disporre di una tecnologia raffinata in
grado di andare oltre la semplice osservazione visuale, possiamo comprendere
l'entusiasmo degli astronomi per un tale evento. L'unico, finora, presentatosi
in epoca moderna.
Le supernovae, come vedremo, non sono assolutamente stelle nuove,
miracolosamente scaturite dal nulla. Anzi si tratta di stelle vecchie, tanto
vecchie da essere arrivate alla fine della loro evoluzione: una fine che le
porta ad esplodere scagliando nello spazio circostante gran parte del materiale
che le compone e che ne permette l'osservazione della struttura interna
altrimenti preclusa a qualsiasi tipo di indagine.
Ma l'osservazione della supernova del 1987 non  stata importante soltanto
perch ci ha fornito preziose informazioni sulla struttura interna della stella
esplosa ma anche perch, probabilmente, ci ha reso testimoni della comparsa
dell'oggetto pi misterioso della astrofisica contemporanea. Un oggetto per il
quale  stato coniato il nome affascinante di buco nero.
L'invenzione di questo termine  stato sicuramente uno dei colpi pubblicitari
meglio riusciti dei nostri tempi. Grazie ad esso, uno degli oggetti pi
misteriosi e complessi della fisica teorica,  uscito dal ristretto ambito degli
specialisti per approdare nel linguaggio comune, a conferma del suo impatto
sull'immaginario collettivo.
Si tratta di un nome quasi magico, riferito com' a corpi che non possono essere
visti e che pure esistono e sono in grado di assorbire ogni cosa orbiti nelle
loro vicinanze.
Mondi chiusi su se stessi, eternamente esiliati dal resto dell'Universo, vortici
senza fondo in cui materia e radiazione sono attirate e annientate fin oltre
l'immaginabile.
Le loro propriet sono talmente strane che, per lungo tempo, sono stati
considerati solo delle soluzioni teoriche prive di ogni possibilit di esistenza
reale, relegandoli al ruolo di scorciatoie nell'Universo dei romanzi di
fantascienza.
Tutto questo fino a quando un'improvvisa esplosione di energia non venne
rilevata in prossimit di una debole stella nella costellazione del Cigno. Da
quel momento la fantasia ha cominciato a prendere corpo materiale.
Un'unica avvertenza: nel testo (visto il suo carattere divulgativo) si 
volutamente evitato qualsiasi formalismo di tipo matematico, tuttavia a causa
dell'elevato valore delle grandezze astronomiche non si  potuto fare a meno
di adottare la notazione esponenziale delle stesse.
Tale notazione  di immediata comprensione: l'esponente positivo del
numero 10 (ad esempio 10 elevato a 3) indica il numero di zeri da
considerare, quindi 1000. Un valore negativo dello stesso esponente,
analogamente, indica il numero degli zeri davanti alla prima cifra
decimale, ad  esempio 10 elevato a -3 = 0.001. Con questa notazione
l'anno luce diventa pari a metri 9.5 x 10 elevato a 15 e
1 parsec = metri 3.1 x 10 elevato a 16.

I. Teorie gravitazionali
1. Prima di Einstein.
I filosofi greci non prestarono mai molta attenzione alla gravit, quella forza
onnipresente e silenziosa cui ogni oggetto, animato e non,  sottoposto per il
solo fatto di esistere.
Forse proprio a causa di questa sua presenza discreta, la gravit non colp pi
di tanto l'immaginazione, per altri versi estremamente fertile, del maggiore tra
i filosofi dell'antichit, Aristotele (384-322 a.C.), che ne spieg gli effetti
in termini di una naturale tendenza di ogni corpo a tornare al posto lui
destinato da una superiore gerarchia cosmica. In essa la Terra e tutto quello
che si trovava sulla superficie, occupava il gradino pi basso, quindi veniva
l'acqua, l'aria e, infine, il pi leggero di tutti gli elementi: il fuoco. Un
corpo rimosso dalla sua collocazione originale, una volta cessata la
perturbazione che ne aveva causato lo spostamento, tornava nel posto assegnato
al materiale di cui era formato: un sasso tornava a terra, il fuoco saliva verso
l'alto.
In un impeto di precisione, Aristotele aggiunse che la traiettoria di ogni
corpo, indipendentemente dalla sua destinazione, era sempre rettilinea. Una
freccia scagliata da un arco si sarebbe mossa in tal modo fino a che perdurava
l'effetto dell'impetus (la forza) applicato per poi cadere a terra sempre in
modo rettilineo.
Naturalmente nessuno si preoccup di verificare sperimentalmente le opinioni di
Aristotele, essendo quelli i tempi in cui l'accettazione di una teoria non
dipendeva dalla sua corrispondenza con la realt fenomenica, bens dal prestigio
di chi la proponeva. Il prestigio di Aristotele fu sufficiente a bloccare lo
sviluppo del pensiero scientifico per tutto il Medioevo.
Soltanto con Galileo Galilei (1564-1642) la scienza si sgancia dalla mera
speculazione filosofica acquistando quelle caratteristiche qualitative e
quantitative che oggi le riconosciamo. Egli fu il primo a misurare l'azione
della gravit e nel 1638 ne scopr la prima fondamentale caratteristica: tutti i
corpi, indipendentemente dalla loro composizione materiale, sono sottoposti alla
stessa accelerazione. Un risultato straordinario se si pensa alla tecnologia
disponibile all'epoca. Galileo fu il primo ad applicare il metodo scientifico
moderno distinguendo ci che  importante da ci che non lo . Fu il primo a
capire che l'azione frenante dell'attrito sul moto di un corpo ne nascondeva la
vera traiettoria riuscendo cos ad arrivare alla determinazione della legge
della caduta dei gravi.
Il genio intuitivo di Galileo apr la strada all'altro grande genio, questa
volta di tipo analitico, del periodo classico della scienza moderna: Isacco
Newton (1642-1727).
La leggenda vuole che durante una notte di luna piena, nel 1666, Newton fosse
disteso sotto un melo quando un frutto lo colp sul capo. In quell'istante
avrebbe compreso che la mela e la luna dovevano essere soggette entrambe alla
stessa forza di gravit che le spingeva a cadere sulla Terra. Egli calcol che
la forza d'attrazione tra due corpi decresceva con l'inverso del quadrato della
distanza, ovvero che se la distanza tra due corpi aumentava del doppio, la forza
si riduceva di 1/2 elevato alla seconda =1/4. Essendo nota la distanza della Luna e le
dimensioni della Terra, risultava che la Luna distava dal centro della Terra 60 volte pi
della mela e che, quindi, il satellite terrestre cadeva con un'accelerazione
60 elevato alla seconda=3600 volte pi piccola di quella con cui cadeva la mela.
Applicando poi i risultati per i corpi in caduta libera ottenuti da Galileo e
che stabilivano che la distanza percorsa da un corpo che cade doveva essere
proporzionale all'accelerazione e al quadrato del tempo impiegato a cadere,
Newton dedusse che la mela impiegava un secondo a percorrere la stessa distanza
che la Luna copriva in un minuto.
Quella notte del 1666 (o pi probabilmente in diversi giorni di profonda
meditazione e di difficili calcoli) Newton formul la legge di Gravitazione
universale, una delle teorie fondamentali per la comprensione dell'intero
Universo. Essa segner profondamente tutto il successivo sviluppo scientifico
assurgendo ad esempio di come doveva essere conformata una teoria per poter
essere considerata legge universale. Nessuno dei grandi scienziati che gli
succedettero pot esimersi dal rendergli omaggio e riconoscenza. Pierre Simon
Laplace (1749-1827), uno dei primi ad ipotizzare strane stelle nere (gli
antenati dei moderni buchi neri) ne riconobbe l'enorme influenza nei suoi
lavori, mentre J. Lagrange (1736-1813) ebbe a dire, con una punta di rammarico
che ...esistendo un solo Universo da spiegare, nessuno potr ripetere ci che ha
fatto Newton, il pi fortunato dei mortali. Lo stesso Albert Einstein
(1879-1955), pur proponendo la prima modifica alla teoria di Newton, non si
esimer da un deferente riconoscimento. Dopo aver analizzato i limiti della
teoria newtoniana, cos scrive Einstein nella sua Autobiografia scientifica:
...E ora basta. Newton, perdonami; tu hai trovato la sola via che, ai tuoi
tempi, fosse possibile per un uomo di altissimo intelletto e potere creativo. I
concetti che tu hai creato guidano ancora oggi il nostro pensiero nel campo
della fisica, anche se ora noi sappiamo che dovranno essere sostituiti con altri
assai pi discosti dalla sfera dell'esperienza immediata, se si vorr
raggiungere una conoscenza pi profonda dei rapporti tra le cose.
Ergendosi sulle spalle dei giganti, Einstein modificher non solo l'immagine ma
il destino stesso dell'Universo.

2. La nascita dell'idea di buco nero.
Alla fine del 18esimo secolo due scienziati, il reverendo J. Michell e Pierre
Simon marchese de Laplace, portarono alle estreme conseguenze la teoria della
gravitazione universale di Newton.
Il punto di partenza era costituito dal concetto di velocit di fuga concetto
che oggi, in un'epoca di consolidati lanci spaziali,  facilmente comprensibile.
Tutti sappiamo che, per immettere in orbita attorno alla Terra un satellite,
occorre portarlo ad una certa distanza dalla superficie. La velocit di fuga non
 altro, quindi, che la velocit necessaria ad un corpo per sfuggire alla
gravit superficiale terrestre ed evitare che ricada al suolo.
 intuibile che maggiori sono le dimensioni del corpo da cui ci si allontana,
maggiore sar la velocit di fuga che occorre fornire al corpo in fuga: cos,
mentre per sfuggire all'attrazione terrestre sono necessarie velocit di fuga di
almeno 11.2 km/sec, su un corpo di dimensioni minori (per esempio la piccola
luna di Marte, Phobos) un uomo potrebbe mettere in orbita un sasso con la sola
spinta del suo braccio.
Il valore della velocit di fuga  un valore critico, nel senso che una velocit
di poco superiore non immetterebbe il corpo in orbita (ovvero ad una distanza
costante) mentre un valore di poco inferiore lo costringerebbe a ricadere di
nuovo verso la superficie. L'esistenza di una velocit di fuga  una splendida
applicazione del principio scoperto da Galileo che stabilisce come tutti i corpi
siano soggetti alla stessa caduta gravitazionale, indipendentemente dalla loro
composizione. La velocit di fuga, infatti, non dipende dal materiale da mettere
in orbita ma dalla massa del corpo da cui ci si vuole allontanare.
Questo significa che possiamo avere un'elevata velocit di fuga anche nel caso
di corpi che racchiudono grandi masse in un piccolo volume. Pi il corpo risulta
denso, ovvero pi il suo raggio a parit di massa diminuisce, pi sar elevata
la velocit di fuga necessaria per sfuggire alla forza gravitazionale
superficiale.
Ad esempio, se per sfuggire all'attrazione gravitazionale superficiale del Sole
(che ha una massa di 10 elevato a 33 g) sono necessarie velocit di fuga di
620 km/sec, su una stella di pari massa ma di raggio uguale a quello terrestre,
la velocit di fuga sale a centinaia di migliaia di km al sec. Stelle simili
esistono nell'Universo e sono chiarnate Nane bianche.
A questo punto  facile capire come possa affacciarsi l'idea di un corpo tanto
massiccio e denso da intrappolare la luce stessa, ovvero di un buco nero.
 possibile, infatti, che esistano corpi talmente massicci (e densi) da rendere
la velocit di fuga superiore al valore di 300.000 km/sec che rappresenta la
velocit della luce nel vuoto, misurata per la prima volta da O. Roemer nel
1676. In prossimit di simili corpi, quindi, anche la luce, nonostante la sua
enorme velocit, sarebbe incapace di abbandonare la loro superficie e
l'osservazione non potrebbe che rilevare, nel luogo da essi occupato, una stella
nera. Una stella che, invece di irraggiare luce nello spazio, la trattiene sulla
superficie: un buco nero, appunto.
J. Michell nel 1783 e P. Simon de Laplace nel 1796, l'uno in Inghilterra e
l'altro in Francia, arrivarono a queste conclusioni ma dovr passare molto tempo
perch le loro ipotesi trovino conferma e approfondimento. Questo lungo periodo
d'ibernazione fu dovuto principalmente al fatto che per comprendere appieno le
caratteristiche di corpi cos estremi come quelli ipotizzati da Laplace e
Michell, era necessaria una nuova teoria della gravitazione. Teoria che apparir
solo nei primi anni del 20esimo secolo per opera di A. Einstein.

3. Spazio e tempo.
Alla fine del 19esimo secolo la fisica godeva ottima salute. L'edificio classico
della descrizione della Natura sembrava pi solido che mai poggiato com'era su
due pilastri apparentemente inattaccabili. La teoria della Gravitazione
universale e la teoria elettromagnetica di J. C. Maxwell (1831-1879) esaurivano,
infatti, la descrizione di qualsiasi fenomeno fisico. La situazione era talmente
positiva che molti eminenti scienziati di questo periodo erano convinti che il
compito di coloro che li avrebbero sostituiti nello studio della fisica, si
sarebbe limitato a migliorare qualche decimale in misure di fenomeni ormai privi
di ogni possibile sorpresa.
Neanche a dirlo, i primi anni del 20esimo secolo segneranno invece la nascita di due
nuove teorie che spazzeranno via tale ottimistica previsione. Tra il 1905 e il
1916, A. Einstein con le sue due versioni della relativit, quella ristretta (o
speciale) e quella generale, relegher la teoria di Newton al ruolo di buona
approssimazione (valida solo nel limitato ambito del sistema solare) di una
nuova teoria della gravitazione.
Contemporaneamente, sul fronte del micromondo, lo sforzo collettivo di un'intera
nuova generazione di fisici dar vita alla meccanica quantistica che porter a
rivedere il concetto stesso di realt osservabile.
Va anche detto che, come spesso accade nei momenti storici di svolta (quelli che
T. Khunn chiama mutamenti di paradigma) molti tra i migliori e pi sensibili
fisici dell'epoca intuivano che qualcosa stava per accadere.
H. Lorentz (1853-1928) e H. Poincar (1854-1912), solo per citare i migliori tra
i fisici cosiddetti classici, arrivarono ad un passo dalla esatta formulazione
di quella che poi sar chiamata Relativit, un passo che entrambi furono restii
a compiere e che venne compiuto da un, allora, oscuro fisico impiegato
all'ufficio brevetti di Berna.
Sicuramente, almeno dal punto di vista del senso comune, la rivoluzione compiuta
da Einstein fu la pi radicale, come testimonia il prestigio guadagnato dal suo
autore anche presso il pubblico dei non specialisti. Il motivo di tanto diffuso
interesse risiede nel fatto che la relativit rivisita criticamente due tra i
concetti pi comuni cui ognuno di noi fa riferimento: lo spazio e il tempo.
Le basi di questa rivisitazione vengono gettate nel primo lavoro di Einstein,
quello noto con il nome di relativit speciale (1905) che non contiene
considerazioni sulla gravit e su una nuova omonima teoria ma che rappresenta il
punto di partenza per quella relativit generale del 1916 che costituir la vera
e propria nuova teoria della gravitazione universale.
Cominciamo con l'analizzare la struttura classica dello spazio e del tempo.
Nell'Universo di Galileo e Newton, lo spazio e il tempo sono completamente
indipendenti l'uno dall'altro. Lo spazio  misurato da tre numeri, il tempo da
uno solo.
Lo spazio  descritto dalla geometria (parola greca che significa misura della
terra) euclidea che  a tutt'oggi insegnata nelle scuole e che possiamo
verificare in ogni momento della nostra vita: la via pi breve tra due punti 
una retta, due rette parallele non si intersecano mai, la somma degli angoli
interni di un triangolo  sempre uguale a 180 gradi sono solo alcune delle pi note
affermazioni che ogni scolaro diligente (e non) conosce.
Altro punto fondamentale  che la distanza che separa due punti  indipendente
dall'osservatore cos come il tempo che fluisce, per qualsiasi osservatore, dal
passato al futuro. Quest'ultima constatazione  cos radicata nei nostri sensi
che la riteniamo una legge di natura (la cosiddetta legge di causalit) e
chiamiamo questa successione irreversibile dei fenomeni naturali, causalit.
La convinzione che il tempo sia lo stesso per tutti gli osservatori scaturisce
dal fatto che nell'universo di Galileo e Newton non esistono limitazioni di
velocit: ogni eventuale orologio, per quanto distante da un altro,  con questi
sincronizzabile ed entrambi potranno, da quel momento, battere in perfetta
simultaneit.
Tutto questo fa s che lo spazio e il tempo dell'Universo classico possano
essere rappresentati come un presente, infinitamente esteso nello spazio, che
separa il passato dal futuro.
In realt, anche prima di Einstein, non tutti i filosofi concordavano su queste
caratteristiche assolute di spazio e tempo. G.W. Leibniz (1646-1716),
contemporaneo di Newton, ad esempio, era convinto che spazio e tempo avessero
significato solo in relazione alla materia in essi contenuta, ma il suo
ragionamento si basava esclusivamente su motivazioni di ordine filosofico. Due
secoli pi tardi Einstein riprender alcune idee di Leibniz provando che spazio
e tempo (ovvero lunghezza e durata che ne sono la misura) dipendono dalla
velocit dell'osservatore che ne effettua la misura. Lo spazio e il tempo
assoluto di Newton e Galileo si fondono in un'unica realt: lo spaziotempo
quadrimensionale di H. Minkowsky (1864-1909).
Il primo colpo alla concezione classica  proprio in questa fusione: l dove
prima esistevano, indipendenti dal moto dell'osservatore, uno spazio e un tempo
singolarmente presi, ora appare una loro combinazione.
Un modo comodo per rappresentare la forma dello spaziotempo di Minkowsky 
quello del cosiddetto cono di luce. Immaginiamo un punto nello spazio e un
raggio di luce emesso da questi. In uno spazio vuoto, il fronte d'onda si
espander uniformemente nello spazio al passare del tempo e potremo
rappresentarlo mediante una serie di cerchi concentrici centrati sul punto di
emissione. Se ora volessimo raffigurare la situazione su una superficie
bidimensionale (un foglio), sar sufficiente eliminare una coordinata e
otterremo quello che viene appunto definito cono di luce e che descrive
evidentemente la storia degli eventi successivi all'emissione del raggio
luminoso.
Uno dei postulati fondamentali della relativit speciale  che non esiste
nell'Universo nessun segnale (od oggetto) che abbia una velocit maggiore di
quella della luce. Questo significa che tutto quello che pu essere messo in
relazione con l'apice del nostro cono di luce, pu giacere solo all'interno di
un doppio cono il cui vertice comune  situato sull'osservatore. Gli eventi
passati relativi a quest'ultimo si trovano su quello inferiore (per gli eventi
passati) o su quello superiore (per gli eventi futuri). Tutto ci che accade
all'esterno delle falde del doppio cono  per sempre precluso all'osservazione
di chi si trovi al suo interno.
Una simile struttura dello spaziotempo altera profondamente la struttura casuale
(il prima e il dopo dell'Universo newtoniano). Ogni evento divide lo spaziotempo
in due regioni: la regione degli eventi che lo hanno influenzato e quella degli
eventi che egli influenzer. La relativit speciale proibisce che un segnale
possa forare una delle falde del doppio cono e raggiungere eventi situati al di
fuori di esso.
Ogni osservatore avr un suo particolare cono di luce nel quale gli eventi che
egli giudica passati possono trovarsi nella regione futura del cono di un altro
osservatore. Ci che egli giudica causa di un evento pu essere interpretato
come effetto per un altro osservatore.
Non  negli intenti di questo libro fornire una descrizione dettagliata dei
numerosi e importanti risultati che hanno confermato la relativit speciale, per
cui ci limiteremo a quelle conclusioni utili per comprendere meglio la via che
porta ai buchi neri. Esse possono essere cos riassunte:
La relativit speciale fonde in una struttura comune ci che la teoria
newtoniana teneva ben distinto, ovvero lo spazio e il tempo.
Nell'Universo della relativit speciale, la velocit della luce rappresenta la
velocit limite oltre la quale  impossibile andare. Ci comporta una struttura
dello spaziotempo che permette l'accesso solo ad alcune zone (quelle all'interno
del cono di luce di un osservatore) e ne preclude delle altre: quelle
all'esterno dello stesso).
In tutto questo la gravit non gioca nessun ruolo, essendo gli osservatori della
relativit speciale degli osservatori in moto uniforme, ovvero non accelerati.
Considerare la gravit in questa teoria significa affrontare la vera nuova
teoria universale della gravitazione.

4. La relativit generale.
Dal punto di vista storico sono poche le teorie che possono essere attribuite
allo sforzo di un solo uomo. Molto spesso esse sono il risultato di sforzi,
forse sconosciuti gli uni agli altri, ma comunque finalizzati al raggiungimento
di un unico, comune obiettivo di una serie di scienziati interessati ad un
particolare problema.
Il caso della relativit generale  uno di questi pochi esempi di lavoro
solitario ed  a questa sua peculiarit storica, insieme alla sua successiva
conferma sperimentale, che si deve gran parte del fascino che l'uomo Einstein ha
avuto e continua ad avere anche presso i non addetti ai lavori.
I primi passi nella formulazione di quella che sar la nuova teoria della
gravitazione, sono del 1907 quando Einstein scopre una versione semplificata del
principio d'equivalenza, e prevede la deviazione dei raggi luminosi in
prossimit di grandi masse oltrech lo spostamento verso il rosso della
radiazione emessa in un intenso campo gravitazionale.
Dopo quest'anno, la sua attenzione si sposta sui problerni della meccanica
quantistica e sulla sua sanzione di un'impossibile conoscenza ultima della reale
natura dei fenomeni atomici osservati. Sono gli anni della amichevole polemica
con Bohr e del divorzio mai sanato tra Einstein e l'altra grande rivoluzione del
pensiero scientifico che nasce in quei fecondi primi anni del 20esimo secolo,
ovvero la meccanica quantistica.
Einstein torna al problema della gravitazione nel 1912 e, grazie all'aiuto
matematico offertogli dall'amico M. Grossmann, inizia la costruzione del nuovo
rapporto tra geometria e fisica che  alla base della nuova visione
dell'Universo. In base a questi lavori, nel 1915, ottenne l'esatto valore della
precessione del perielio di Mercurio.
Dopo quest'anno l'interesse di Einstein si sposta dalle applicazioni della
propria teoria (che continuano, comunque, ad essere confermate dagli
esperimenti) alla possibilita di una sua generalizzazione. Come la relativit
ristretta aveva permesso l'unificazione di elettricit e magnetismo e la
relativit generale aveva geometrizzato la gravitazione, cos Einstein pensava
potesse essere possibile unificare e geometrizzare elettromagnetismo e
gravitazione. Sar il sogno di tutta la sua vita ma che non porter a risultati
apprezzabili.
In questo suo tentativo di unificazione e nonostante gli esperimenti
rivelassero, con sempre maggior frequenza, l'esistenza di altre forze oltre
quella elettromagnetica e quella gravitazionale, Einstein si ostin a
trascurarle, fedele com'era ad una sua precisa nozione di bellezza formale cui
ogni teoria, a suo parere, doveva conformarsi.
Fortunatamente questi limiti non coinvolgono la relativit generale che, al pari
della precedente relativit ristretta, rappresenta una teoria completa che ha
completamente rivoluzionato il vecchio modello newtoniano dell'Universo.
Nella teoria gravitazionale di Newton tutti i corpi posseggono una grandezza
specifica chiamata massa gravitazionale, responsabile della forza gravitazionale
alla quale sono sottoposti. Ogni altro effetto imputabile a forze diverse da
quella gravitazionale (e descritto dalle tre leggi della dinamica newtoniana)
viene misurato, invece, dalla cosiddetta massa inerziale. La gravit,
nell'interpretazione newtoniana, non  altro che una delle tante forze cui pu
essere soggetto un corpo, e la massa gravitazionale caratterizza la gravit cos
come la carica elettrica caratterizza la forza elettromagnetica.
Tuttavia la gravit, come aveva dimostrato Galileo, non  una forza come tutte
le altre: i corpi che cadono sulla Terra, indipendentemente dal valore della
loro massa gravitazionale o inerziale, lo fanno con la stessa accelerazione il
che significa che non esiste nessun corpo gravitazionalmente neutro (come per
esempio accade per i corpi carichi elettricamente) e che tutti i corpi,
qualunque sia la loro composizione, hanno la stessa carica gravitazionale: massa
inerziale e massa gravitazionale sono uguali. Questa curiosa coincidenza, non
spiegata dalla teoria newtoniana che si limitava a prenderne atto, viene
generalmente indicata con il termine di principio di equivalenza.
Come abbiamo gi detto, Einstein parte proprio da questa curiosa coincidenza per
approfondire la reale natura della gravit e stabilirne le differenze con le
altre forze della natura.
Quest'opera di approfondimento del ruolo giocato dalla gravit  il cuore della
teoria della relativit generale che si colloca quindi come una naturale
prosecuzione della precedente relativit speciale dove il moto dei corpi era
analizzato in assenza di tale forza. Einstein intuisce che l'equivalenza tra
massa gravitazionale e massa inerziale  solo il riflesso di una pi generale
equivalenza tra gravit e accelerazione.
Egli stabilisce i seguenti fatti:
1. Qualsiasi accelerazione  equivalente ad una forza gravitazionale: un
astronauta lanciato con la stessa accelerazione con cui  attratto dalla
superficie terrestre, non percepir nessun movimento e sar convinto di trovarsi
ancora a terra.
2. L'effetto della gravit pu essere eliminato, scegliendo un opportuno
sistema di riferimento accelerato. L'esempio che viene spesso citato a tale
riguardo  quello di un osservatore chiuso dentro un ascensore in caduta libera
verso terra. Nel breve tragitto della caduta, l'osservatore si sentir senza
peso esattamente come un astronauta lontano dalla Terra.
Questi due punti sottolineano la radicale differenza tra la gravit e le altre
forze fondamentali della natura. Prendiamo come termine di confronto la forza
elettromagnetica: non esiste alcuna accelerazione che possa simulare l'effetto
di questa forza su corpi carichi in quanto essi presentano un'accelerazione
proporzionale alla loro carica.
La natura universale della forza di gravit  talmente particolare da farla
ritenere una propriet dello spazio piuttosto che una semplice forza esercitata
tra corpi diversi che si muovono in esso.
Per capire meglio questo punto, facciamo l'esempio di due palle lanciate in tre
situazioni diverse:
1. sul loro percorso non vi  alcun ostacolo: il risultato sar che le loro
traiettorie (supponendo il piano di scorrimento privo di attrito) sar
parallelo;
2. sul percorso vi  un ostacolo: il risultato sar che le loro traiettorie
divergeranno;
3. sul percorso vi  una buca (non troppo profonda): il risultato sar che le
loro traiettorie convergeranno.
Se estendiamo questo esempio all'Universo e consideriamo che le traiettorie di
due corpi sottoposti ad una forza gravitazionale sono sempre convergenti (la
forza di gravit  sempre attrattiva), ci rendiamo conto di come lo spaziotempo
dovrebbe presentare delle buche piuttosto che degli ostacoli.
Questo esempio, pur nella sua elementarit, ci permette di capire la vera
portata della relativit generale: i corpi materiali non si muovono in uno
spaziotempo piatto sotto l'azione della forza gravitazionale ma, piuttosto, si
muovono liberamente seguendo i contorni di uno spaziotempo curvo.
La struttura rigida dello spaziotempo della relativit speciale (altrettanto
piatto di quello newtoniano)  completamente deformata dall'introduzione della
gravit e la materia si muove seguendo la curvatura di tale deformazione:
un'immagine che pu aiutarci a visualizzare questo modello  quello di un telo
elastico sul quale sono posti corpi di diversa massa e che alterano, quindi, la
forma del telone nelle loro vicinanze. In maniera tanto pi marcata quanto
maggiore  la massa coinvolta.
Fin qui le idee, ma naturalmente la relativit generale non  una speculazione
metafisica.  una teoria scientifica e come tale deve poter essere confermata o
smentita dall'osservazione della realt. Essa, quindi, comporta delle previsioni
sull'evoluzione dei fenomeni, e per fare ci necessita di equazioni (equazioni
di campo gravitazionale) e di un relativo apparato matematico di non facile
divulgazione.
In questo contesto ci limiteremo a dire che le equazioni di campo correlano il
grado di distorsione dello spaziotempo alla natura e al moto delle sorgenti
gravitazionali, ovvero la materia stabilisce come e quanto debba incurvarsi lo
spaziotempo e questo stabilisce come la materia debba muoversi. Nelle equazioni,
le forze e le accelelazioni sono sostituite dalle distanze e dalle durate
temporali, compattate in grandezze particolari chiamate tensori il cui complesso
formalismo matematico si deve in gran parte all'opera di Minkowsky.
Grazie a questo supporto formale e ai suoi successivi sviluppi, Einstein propose
tre esperimenti, per giudicare la veridicit della relativit generale: la
deviazione della luce in prossimit del Sole, l'avanzamento del perielio di
Mercurio e l'arrossamento (red-shift) delle righe spettrali in un campo
gravitazionale.
Il primo esperimento venne svolto durante l'eclisse solare del 1919.
Si dovette aspettare tale eclisse per poter confrontare le posizioni di alcune
stelle in presenza e in assenza del Sole sulla traiettoria delle radiazioni da
esse inviate verso Terra. Il risultato fu che le stelle registrate durante
l'eclisse apparivano Ieggermente spostate daila posizione occupata in assenza
del Sole. Si tratter della prima conferma sperimentale della relativit
generale.
Per quanto riguarda la seconda, essa partiva dall'assunto newtoniano che un
pianeta isolato dovesse muoversi su un'ellisce fissa nello spazio, mentre in
presenza di altri corpi, tale ellisse avrebbe lentamente ruotato nello spazio.
Nel 1856, J. Le Verrier aveva mostrato che il perielio di Mercurio aveva un
valore troppo alto in base alle previsioni della teoria gravitazionale di
Newton. Si trattava di una discrepanza minima ma inquietante per una teoria
giudicata universale.
Furono tentate diverse soluzioni per spiegare l'anomalia, dalla presenza di un
misterioso pianeta posto tra Mercurio e il Sole (a cui venne anche dato un nome:
Vulcano) ad una misteriosa forza emanante dal Sole stesso. Nessuna di esse
risultava per ne confermata dalle osservazioni n soprattutto da una coerenza
con la teoria newtoniana.
Sar soltanto con la relativit generale che l'avanzamento del perielio di
Mercurio (e di tutti i pianeti del sistema solare) verr soddisfacentemente
spiegato come il moto libero di un corpo in uno spazio incurvato dalla presenza
della grande massa del Sole. La stessa teoria forniva poi un valore per tale
avanzamento che risult essere in perfetto accordo con quello osservato
sperimentalmente.
Il terzo esperimento implica una diminuzione della frequenza della radiazione
luminosa verso la regione rossa dello spettro di una sorgente luminosa posta in
un campo gravitazionale. Purtroppo il campo gravitazionale solare  troppo
debole per influenzare in maniera sperimentalmente rilevabile questo cambiamento
di frequenza, e la stessa cosa vale per stelle pi dense (come ad esempio le
nane bianche) dove l'effetto dovuto al campo gravitazionale sarebbe coperto da
quello dovuto all'intenso campo magnetico in esse presente.
Tuttavia esiste una variante di questo esperimento di pi facile esecuzione. In
realt il red-shift delle righe spettrali pu essere interpretato anche come la
versione luminosa del rallentamento (o dilatazione temporale) del tempo in un
campo gravitazionale. Due orologi posti in punti diversi dello stesso campo
gravitazionale dovrebbero segnare un tempo diverso. Grazie all'utilizzo di
orologi atomici dall'estrema precisione, nel 1976 i fisici della Harvard
University riuscirono a misurare la differenza temporale segnata da due orologi
atomici posti uno a terra ed uno a bordo di un aereo in volo. La differenza tra
i due orologi atomici era in perfetto accordo con le previsioni della relativit
generale. All'epoca di Einstein un tale esperimento era impossibile, ma le
conferme dei due precedenti erano una garanzia pi che sufficiente per stabilire
la validit della sua teoria. In particolare, non appena furono resi noti i
risultati della deviazione dei raggi di luce durante l'eclisse del 1919, la
notoriet di Einstein valic i limiti degli addetti ai lavori e il suo nome
divenne il simbolo della genialit umana.
Le date della consacrazione di Einstein furono quindi le seguenti:
1915: Einstein termina la Formulazione della relativit generale nel novembre di
quest'anno e i risultati dei suoi sforzi vengono pubblicati in diversi numeri
dello stesso mese del Berliner Berichte.
1918: A. Eddington a Londra e H. Weyl in Germania, pubblicano i primi libri
dedicati all'argomento.
1919: In una storica seduta della prestigiosa Royal Society di Londra vengono
comunicati i risultati sperimentali dell'eclisse che confermavano le previsioni
della teoria. Da quell'anno i giornali di tutto il mondo si riempiranno di
articoli che descrivevano, in maniera pi o meno precisa, lo strano Universo
concepito dal giovane fisico di Berna. La relativit divenne argomento di
discussione comune e il suo autore finir per rappresentare il prototipo stesso
dello scienziato.
Al suo arrivo in America (in fuga dal nazismo), Einstein venne accolto dalle
autorit come un capo di Stato mentre la gente comune gli riserv le stesse
attenzioni regalate ai divi del cinema. Per comprendere il motivo di tanto
inusuale successo per un uomo e una teoria che, all'epoca, si riteneva fosse
comprensibile solo da un'altra dozzina di persone in tutto il mondo, ci sembrano
eloquenti le seguenti considerazioni di A. Pais, autore di una approfondita
biografia del grande scienziato tedesco.
Scrive Pais a riguardo: La ragione vera della collocazione unica di Einstein 
strettamente connessa con le stelle e il linguaggio. Compare tutt'a un tratto
una nuova figura, l'improvvisamente famoso dottor Einstein.  latore del
messaggio di un nuovo ordine nell'Universo (...) Si esprime in un linguaggio strano,
ma i sapienti asseriscono che le stelle sono testimoni della sua veridicit. In
tutte le epoche fanciulli e adulti hanno parimenti guardato con meraviglia le
stelle e la luce. Se si parla di novit come i raggi X o gli atomi l'uomo pu
essere sgomento. Ma le stelle hanno sempre avuto un posto nei suoi sogni e nei
suoi miti. Il loro periodico ritorno rendeva manifesto un ordine al di l del
controllo umano (...) Ed ecco apparire un uomo nuovo. Il suo linguaggio matematico 
sacrale, eppure suscettibile di trascrizione in termini profani: la quarta
dimensione, le stelle non si trovano dove si pensava che fossero ma niente
paura, la luce pesa, lo spazio  curvo. Egli soddisfa due esigenze profonde
dell'uomo: quella di sapere e quella di non sapere, ma di credere (...) L'uomo nuovo
che appare in quel momento (alla fine del primo conflitto mondiale, N.d.A.)
rappresenta l'ordine e l'autorit (...) Egli diventa l'uomo divino del ventesimo
secolo.
Diverso fu l'atteggiamento della comunit scientifica dove le reazioni furono
pi pacate e, in alcuni casi, apertamente ostili. Mentre H. Weyl dichiarava
l'opera di Einstein: uno dei pi luminosi esempi della potenza del pensiero
speculativo, il fisico H. Bouasse cos commentava il successo della teoria di
Einstein: la ragione di questa gloria, che considero effimera,  che la teoria
di Einstein non fa parte delle teorie fisiche: essa  un'ipotesi metafisica che,
al di l di tutto, risulta incomprensibile (...) Alla fine spetter a noi, fisici
sperimentali, dire l'ultima parola: accetteremo quelle che ci permetteranno di
lavorare e rifiuteremo quelle che non possono essere comprese e che quindi non
ci interessano.
Illuminante per capire l'acceso dibattito che la relativit generale aveva
suscitato nell'ambiente scientifico,  la storia dell'assegnazione del premio
Nobel: Einstein ricever l'ambito riconoscimento soltanto nel 1921 e non per la
Relativit ma per i suoi studi sull'effetto fotoelettrico. Non a caso nella
commissione giudicatrice era presente un tenace avversario della relativit, il
premio Nobel per la fisiologia del 1911, A. Gullstrand.
Tuttavia la gloria di Einstein si rivel molto poco effimera, per usare le
parole di Bouasse, ed  legata indissolubilmente a quella teoria che muter
l'immagine stessa dell'Universo.

II. Gerarchie cosmiche.
1. Scatole cinesi.
Man mano che ci si allontana dalla Terra, l'apparente disordine dei diversi
oggetti celesti che possiamo osservare, si ricompone in strutture ordinate dalle
dimensioni sempre maggiori. In un'ideale zoomata all'indietro, osserveremo il
sistema Terra-Luna, quindi il Sole con il suo corteo di pianeti e satelliti per
proseguire, a distanze sempre maggiori, con l'individuazione di altri sistemi
stellari distribuiti in strutture dalle diverse forme e dimensioni: le galassie.
Abbandonate quest'ultime, dopo immense distese di vuoto pressoch assoluto, ci
accorgeremo che anche questi giganteschi insiemi di stelle, gas e polvere, non
sono distribuiti casualmente ma formano insiemi ancora pi giganteschi, chiamati
ammassi di galassie.
Osserveremo, cio, una sorta di gerarchia cosmica dalle dimensioni sempre
maggiori man mano che la tecnologia osservativa ci consente di spingere sempre
pi lontano la nostra osservazione.
In un'ideale sequenza di scatole cinesi, la scatola pi grande conterr, quindi,
gli ammassi di galassie, per poi proseguire con le singole galassie, le singole
stelle, eventuali altri sistemi planetari (oltre il nostro) per terminare con
possibili pianeti. Tutti questi sistemi sono comunque accomunati dall'azione
della gravitazione che ne permette l'esistenza e la conseguente evoluzione.
Prima di passare a una descrizione sommaria di quelle gigantesche strutture
rappresentate dagli ammassi di galassie e dalle galassie stesse, sar opportuno
fornire qualche informazione sull'origine della nomenclatura con la quale questi
oggetti vengono identificati.
Gran parte delle galassie osservate sono catalogate mediante due sigle (M e NGC)
seguite da un numero. Tali sigle identificano due cataloghi, quello di Messier e
quello del New General Catalogue (il pi recente).
Il primo ha origine nel 1784 quando l'astronomo francese C. Messier (1730-1817)
decise di compilare un catalogo di quelli che all'epoca, venivano definiti come
oggetti nebulari, ovvero di quei corpi celesti che, a una prima osservazione,
potevano essere confusi con le comete, soprattutto quando queste si trovavano
ancora a grande distanza dal Sole. Mediante osservazioni ripetute nel tempo il
loro moto sulla volta celeste le identificava come tali distinguendole quindi
dagli oggetti nebulari che rimanevano fissi nella loro posizione. Per
risparmiare il tempo necessario per questa identificazione, Messier catalog 108
oggetti nebulari in modo che non potessero essere confusi con le comete.
Successivamente, nel 1888, l'astronomo Dreyer ampli l'originale catalogo di
Messier, portando il numero degli oggetti registrati a 7840, con il che il suo
catalogo divenne il Nuovo Catalogo Generale (NGC). Quindi, se sulla foto di un
oggetto nebulare appare la sigla M13 ci si riferisce al 13esimo oggetto del
catalogo di Messier mentre la sigla NGC 5139 indica il 5139esimo oggetto del Nuovo
Catalogo Generale di Dreyer.
Con il progredire delle tecniche osservative gli oggetti nebulari (pensati
originariamente come insiemi di gas appartenenti al nostro sistema stellare)
hanno gradualmente rivelato una natura del tutto diversa. Gran parte di essi ad
un esame pi approfondito, si sono rilevati essere sistemi stellari composti da
miliardi di stelle posti ben oltre il sistema cui la Terra appartiene. Non si
tratta dunque di ammassi di gas collocati dentro la nostra galassia bens di
altre galassie caratterizzate da dimensioni e forme estremamente diverse.

2. Le galassie.
Per stabilire se le stelle costituiscono un sistema legato gravitazionalmente,
invece che essere distribuite casualmente sulla volta celeste, non c'era che un
metodo: contarle.  quello che fece l'astronomo inglese W. Herschel
(1738-1822), nella seconda met del 19esimo secolo. Osservando zone diverse della
volta celeste l'astronomo inglese constat come il loro numero aumentasse man
mano che le osservazioni si spostavano verso un cerchio massimo ideale che
divideva la volta celeste in due emisferi. Lungo questo cerchio massimo si
distendeva la Via lattea (osservata da Galileo due secoli prima) che, da questo
momento in poi, verr identificato come l'equatore galattico.
Dopo questo primo lavoro pionieristico seguirono altre osservazioni ma soltanto
negli anni Venti verr definitivamente stabilita l'esistenza di altri sistemi
stellari ben distinti dal nostro che manterr il nome di Via lattea.
Sempre negli anni Venti, l'astronomo americano E. Hubble (1889-1953) propose una
prima classificazione per le diverse forme delle galassie osservabili:
Ellittiche (indicate con E);
a Spirale (indicate con S);
Irregolari (indicate con I);
ed  a queste tre tipologie di sistemi stellari che rivolgeremo ora la nostra
attenzione:
GALASSIE ELLITTICHE.
Di forma ovviamente ellittica questi sistemi non presentano, all'osservazione
ottica, strutture interne apprezzabili, salvo una graduale diminuzione della
luminosit dal centro al bordo. Possono avere dimensioni estremamente variabili,
come testimonia il loro grado di appiattimento, ovvero il rapporto tra il loro
asse maggiore e quello minore. Questo rapporto viene preso come ulteriore
parametro di classificazione, in cui l'indice 0 indica una galassia pressoch
sferica mentre l'indice 7 ne individua una fortemente allungata. In tutte queste
galassie  comunque riscontrabile l'assenza di gas interstellare, di stelle di
recente formazione e di giganti. Al loro posto si osservano invece numerose
stelle in fase evolutiva avanzata e stelle bianche di luminosit contenuta.
Altro particolare, dal possibile significato evolutivo,  che le galassie
ellittiche appartenenti ad ammassi di galassie, risultano essere galassie
giganti mentre quelle isolate hanno dimensioni molto minori.

GALASSIE A SPIRALE.
A differenza delle galassie ellittiche, quelle a spirale mostrano una ricchezza
di forme e dimensioni notevolmente pi marcate, tanto da dover distinguere in
questa categoria un sottogruppo, rappresentato dalle cosiddette galassie a
spirale barrate, galassie cio in cui i bracci caratteristici della spirale si
sviluppano da una sorta di barra che sembra attraversare l'intero nucleo del
sistema stellare.
I bracci della spirale testimoniano una potente spinta dinamica e a seconda del
loro diverso grado di apertura e, come quelle barrate (indicate con il simbolo
SB), vengono suddivise in sottocategorie indicate con le lettere a, b e c.
In questo modo nella categoria Sa, troviamo delle galassie molto simili a quelle
ellittiche, in cui i bracci sono appena visibili all'estrema periferia di un
imponente nucleo centrale.
Nella categoria Sc, il corpo centrale  estremamente ridotto e sono marcati e
ben identificabili gli sviluppati bracci della spirale.
Anche il numero e la forma dei bracci  variabile, sebbene la maggior parte
delle spirali presenta due bracci pressoch simili come forma e dimensione. In
numero ridotto, infatti, sono state osservate galassie con un numero maggiore di
bracci cos come galassie con due bracci di forma e dimensione diversa l'uno
dall'altro.
Anche il tipo di stelle presenti  molto diverso da quello delle galassie
ellittiche. Mentre in quest'ultime sono del tutto assenti stelle giovani, gas
interstellare e polvere, nelle galassie a spirale tutti questi elementi sono
massicciamente presenti, a testimonianza di come questo tipo di galassie si
trovi in una fase evolutiva considerevolmente diversa da quella del tipo
precedente. Inoltre, il gas interstellare e la polvere (rilevabile dalla
striscia equatoriale, oscura a causa dell'assorbimento della radiazione ottica
retrostante) sono situati lungo l'equatore del disco, esattamente come accade
per la Via lattea che dovrebbe quindi appartenere a questa classe di galassie.
Come abbiamo detto, tra queste, vanno distinte quelle cosiddette a barra, ovvero
quei sistemi stellari in cui le braccia non si dipartono direttamente dal
nucleo, bens da una barra che ne attraversa l'interno. A parte questa
caratteristica, la cui origine  ancora sconosciuta, queste galassie presentano
le stesse peculiarit di quelle a spirale.

GALASSIE IRREGOLARI.
Nelle due categorie precedenti, nonostante le differenze presenti,  possibile
individuare una forma e un grado di simmetria abbastanza definito, cosa che non
 possibile nelle cosiddette galassie irregolari.
Esse vengono suddivise in due sottoclassi: le galassie irregolari di tipo 1 e
quelle di tipo 2 (i numeri sono scritti in numeri romani, ma si farebbe confusione
con la sigla che le contraddistingue I). In quelle di tipo 1, la luminosit 
elevata e la struttura interna, per quanto irregolare, presenta un alto grado
di complessit. Quelle di tipo 2 presentano, invece, una debole luminosit e la
quasi totale assenza di una struttura interna complessa.

3. La Via lattea.
Se ci allontaniamo dalle luci della citt e osserviamo il cielo notturno,
noteremo, anche a occhio nudo, una striscia lattiginosa che lo attraversa in
diagonale. Se poi adoperiamo anche un modesto cannocchiale, vedremo che essa
risulta formata da migliaia di stelle di piccola luminosit intervallate da zone
oscure. Quello che stiamo osservando  il profilo di uno dei bracci della
galassia entro cui  collocato il Sole e il suo sistema planetario. La nostra
galassia prende il nome di Via lattea, in quanto gli antichi greci ritenevano
che la striscia lattiginosa fosse stata causata dalla caduta di gocce di latte
dal prosperoso seno di Giunone durante uno dei suoi frequenti allattamenti della
progenie di Zeus.
Come abbiamo gi detto, la nostra galassia ha una forma a spirale e il Sole si
trova in uno dei suoi bracci ricchi (come in tutte le galassie di questo tipo)
di gas interstellare e polvere che assorbono la luce delle stelle poste dietro
di essa impedendo quindi l'osservazione ottica del nucleo centrale. Dal
conteggio e dalla distribuzione delle stelle  possibile avere un'idea delle
dimensioni del nostro sistema stellare.
In base a considerazioni di tipo statistico e al confronto con altri sistemi
stellari dello stesso tipo, possiamo dedurre che la nostra galassia ha la forma
di un disco fortemente appiattito con un grosso rigonfiamento centrale (il
nucleo galattico) nel quale la densit stellare  molto maggiore di quella delle
altre zone. Considerando che, come nel caso dell'atmosfera terrestre che sfuma
con l'aumentare dell'altezza, anche per la nostra galassia non  possibile
stabilire una superficie limite.  necessario quindi individuare un parametro
in funzione del quale stabilire che, da un certo valore in poi, il sistema
termina, e assegnargli dimensioni che abbiano senso fisico. Questo parametro 
la densit stellare: prendendo come valore limite quello di una stella per 1000
parsec (un'unit di misura astronomica pari a 3.26 anni luce, abbreviabile con
il simbolo pc), la nostra galassia ha un diametro di 30.000 pc e uno spessore di
2500 pc. Il Sole si trova sul disco, ad una distanza di circa 10.000 pc dal
nucleo in una posizione pi vicina al bordo del sistema stellare che non al suo
centro. Sempre in base a stime statistiche e al confronto con altri sistemi
simili, il numero delle stelle appartenenti alla Via lattea,  di 10 elevato a 10,
ovvero di dieci miliardi di stelle.
Sebbene il nucleo della Via lattea sia irrisolvibile dal punto di vista ottico,
grazie all'utilizzo di strumenti che lavorano nell'infrarosso e nella zona
radio,  stato possibile osservare questa zona misteriosa che potrebbe
nascondere molte sorprese, non esclusa quella della presenza di un gigantesco
buco nero. In base a queste osservazioni si  stabilito che il nucleo della
galassia ha un diametro di soli 1300 pc ed una densit stellare elevatissima
tale da impedire la sua risoluzione in singole stelle. Esso, inoltre, risulta
essere sede di una potente emissione radio difficile da spiegare con i consueti
meccanismi di riscaldamento di gas proveniente da stelle in una determinata fase
evolutiva.

4. Ammassi di galassie.
Cos come le stelle si riuniscono in sistemi legati gravitazionalmente, anche le
galassie presentano una tendenza analoga. dando vita a veri e propri sistemi (i
cosiddetti ammassi) in cui le distanze tra i singoli componenti, se confrontate
con quelle di altri sistemi esterni a questa zona, risultano essere estremamente
ridotte (ovviamente su scala galattica).
Anche la nostra galassia  parte di un ammasso, il cosiddetto ammasso locale.
Sembra che la maggioranza delle galassie del nostro ammasso, appartenga al tipo
irregolare a bassa luminosit e anche da recenti osservazioni sembra che in una
sfera di 500 kpc centrata sulla Via lattea, le galassie nane del tipo I e II siano
la maggioranza, cos come sembrano essere la maggioranza in un altro ammasso
molto vicino al nostro, quello della Vergine.
Caratteristiche dell'ammasso locale cui appartiene la Via Lattea. Le distanze fra
i diversi membri della struttura sono date in kiloparsec (kpc), ovvero in anni
luce 3,26 x 10 elevata alla terza.
Schema: le galassie dell'AMMASSO LOCALE:
Grande Nube di Magellano tipo I1 distanza kpc 46;
Piccola Nube di Magellano tipo I1 distanza kpc 46;
Sistema dello Scultore tipo I2  distanza kpc 90;
NGC 6822 tipo II distanza kpc 330;
NGC 147 tipo E3 distanza kpc 400;
NGC 185 tipo E1 distanza kpc 400;
NGC 224, detta Galassia di Andromeda tipo Sb distanza kpc 460;
NGC 205 tipo E5 distanza kpc 460;
NGC 221 tipo E2 distanza kpc 460;
IC 1613 tipo I1 distanza kpc 460;
NGC 598 tipo Sc distanza kpc 480;
Sistema del Leone 1 tipo I2 distanza kpc 220;
Sistema del Leone 2 tipo I2 distanza kpc 220;
Sistema del Dragone tipo I2 distanza kpc 100;
Sistema dell'Orsa Minore tipo I2 distanza kpc 67;
Sistema del Fornello Chimico tipo I2 distanza kpc 290.
Dal punto di vista della luminosit la parte del leone  giocata sia dalla
nostra galassia sia da NGC 224, pi nota come galassia di Andromeda. La
luminosit di questi due sistemi supera di molte volte quella complessiva degli
altri sistemi appartenenti all'ammasso, cos come la loro massa. Questo porta a
ritenere che l'ammasso locale sia costituito da una coppia di galassie giganti
(la Via lattea e Andromeda) con una quindicina di galassie satelliti.
Tuttavia un'interpretazione del genere (ovvero di un sistema gravitazionalmente
stabile) non trova conferma dall'analisi delle velocit radiali dei singoli
componenti dell'ammasso che, per quanto incerti, sembrano far ritenere l'intera
struttura in via di disgregazione. Solo ulteriori e approfondite indagini in tal
senso potranno dissipare questo ed altri dubbi.

III. Le stelle.
1. Caratteristiche fisiche.
In media tutte le stelle hanno una composizione chimica analoga a quella del
Sole (composto da circa il 70 per cento di idrogeno, 28 per cento di elio e
2 per cento di elementi pesanti) e questo consente di identificare il
loro stato in funzione di soli tre parametri interdipendenti:
luminosit, raggio e massa, ognuna delle quali  generalmente espressa
in analoghe unit solari.
L'intervallo delle possibili variazioni di ognuna di queste grandezze  molto
diverso: per la luminosit, ad esempio, abbiamo stelle come S Dorado (milioni di
volte pi luminosa del Sole) contro la compagna della stella Wolf 1055 che 
700.000 volte meno luminosa del Sole.
Questo notevole intervallo di variabilit diminuisce nel caso dei raggi e ancor
di pi in quello delle masse.
Al pari delle tre grandezze appena citate, l'altro prezioso strumento d'indagine
dello stato fisico di una stella,  rappresentato dalla radiazione da essa
emessa, quello che in termini tecnici viene indicato con il termine di spettro.
Gli spettri della maggioranza delle stelle costituiscono una serie continua che
viene cos indicata: O-B-A-F-G-K-M.
Per permettere una classificazione estremamente dettagliata, ognuna delle classi
sopra indicate viene ulteriormente suddivisa in intervalli di 10 unit, in modo
da poter registrare stelle con minime variazioni di temperature all'interno di
una determinata classe (ad esempio B0, B1, ...B9).
La classe spettrale di una stella indica la sua temperatura superficiale (o,
analogamente, il suo colore). Nella classificazione data sopra la temperatura va
da 30.000-40.000 gradi Kelvin per stelle di tipo O a 2000 gradi Kelvin per quelle
di tipo M. La stella pi brillante dell'emisfero boreale, Sirio A, appartiene alla
classe A0 (10.000 gradi Kelvin, corrispondente a un color bianco) mentre il Sole  una
stella gialla di classe G (corrispondente ad una temperatura superficiale
di 6000 gradi Kelvin circa).
Tanto per avere un'idea del nostro vicinato, diamo le distanze (in parsec) e il
tipo spettrale delle venti stelle pi vicine:
Distanza e classe spettrale delle 20 stelle pi vicine al Sole.
Sole 1/206265 parsec classe spettrale G2;
Proxima Centauri 1.31 classe M;
Alfa Centauri A 1.31 classe G4;
alfa Centauri B 1.32 classe K1;
Stella di Barnard 1.84 classe M5;
Lalande 21185 pc 2.46 classe M2;
Lupo 359 pc 2.48 classe M8;
Sirio pc 2.66 classe A0;
Sirio B pc 2.66 classe A5;
Ross 154 pc 2.86 classe M5;
Ross 248 pc 2.99 classe M6;
Luyten 7896 pc 3.05 classe M6;
psilon Eridano pc 3.30 classe K2;
Procione pc 3.37 classe G4;
Procione B pc 3.37;
61 del Cigno pc 3.38 classe K3;
61 del Cigno B pc 3.38 classe K5;
Theta della Balena pc 3.40 classe G5;
psilon Indi pc 3.47 classe K5.
Tra il 1911 e il 1913, il danese E. Herztsprung (1873-1967) e l'americano H. N.
Russell (1877-1957), stabilirono una precisa relazione tra tipo spettrale e
luminosit (o pi esattamente tra magnitudine e indice di colore) costruendo un
diagramma (l'omonimo diagramma di Herztsprung-Russell o diagramma H-R) che
rappresenta a tutt'oggi uno degli strumenti pi validi per interpretare i
processi evolutivi stellari.
Contrariamente a quanto ci si aspetterebbe, una volta collocate le stelle in
questo diagramma, esse non si dispongono in modo casuale, ma lungo direttrici
ben delimitate: la maggioranza si dispone lungo una diagonale (chiamata sequenza
principale) che attraversa quasi tutto il diagramma e dal quale si diparte un
ramo identificato con il termine di ramo delle giganti.
Al di sopra della sequenza principale vi  poi un ulteriore ramo, meno popolato
dei precedenti, definito come ramo delle supergiganti ed, infine, fuori da
queste direttrici e in corrispondenza di bassi valori di luminosit ma elevati
valori di temperatura, troviamo un gruppo di stelle note con il nome di nane
bianche che avremo modo di reincontrare nel prosieguo del testo.
Ma il diagramma H-R ha anche un ulteriore impiego oltre quello di registrare
passivamente il rapporto tra indice di colore e temperatura superficiale. Un
impiego che permette di ricostruire l'evoluzione di una stella.

2. Cos' una stella?
Una stella  essenzialmente una sfera di gas in equilibrio tra due forze
contrastanti: la gravit che tende a comprimerla verso il centro e la pressione
provocata dalle reazioni termonucleari interne che tende, invece, ad espanderla
verso dimensioni sempre maggiori.
Tra queste due forze, per tutta la durata della vita della stella, s'ingaggia
una battaglia titanica, e il prevalere dell'una o dell'altra caratterizza le
diverse fasi della sua esistenza.
Tra la forza di gravit e la pressione di radiazione termonucleare, esiste una
differenza importante: mentre la gravit agisce costantemente nel tempo, la
pressione di radiazione  attiva fintanto che esiste materiale da bruciare. Una
volta che questo si sia esaurito, la gravit non incontra pi nessuna resistenza
alla sua opera di contrazione. Ma dove e come nasce una stella?
Ancora una volta la causa scatenante  la gravit: non ostacolata da nessuna
fonte di energia interna, essa pu innescare la contrazione di enormi nubi di
gas interstellare presenti in quelle gigantesche strutture popolate da miliardi
di stelle che abbiamo visto essere le galassie.
Il gas interstellare appare, all'osservazione ottica, di colore scuro a causa
della sua bassa temperatura (circa -173 gradi centigradi = 100 gradi Kelvin) e
risulta essere composto principalmente di idrogeno ed elio (in un rapporto
di 16 a 1), con qualche traccia di elementi pi pesanti come azoto, carbonio
e ferro.
La sua densit  molto bassa (una decina di atomi per centimetro cubo) se
confrontata con quella dell'aria terrestre (30 milioni di atomi per centimetro
cubo) ma risulta enormemente pi elevata di quella dello spazio interstellare al
di fuori della nube, dove crolla a valori di pochi atomi per anno luce. Una nube
di gas interstellare, quindi,  in una situazione critica potendo collassare
sotto l'azione della gravit non appena la densit divenga appena maggiore di
quella circostante. Sono stati proposti due possibili meccanismi per la
perturbazione di una nube di gas:
1: Le galassie non ruotano come un corpo rigido, e i bracci delle galassie a
spirale, nella loro lenta rotazione attorno al nucleo, tendono ad attraversare
le nubi di gas, comprimendolo. Ci aumenterebbe la densit in alcune zone e
innescherebbe il fenomeno della contrazione.
2: Lo stesso effetto potrebbe essere causato da una specie d'onda d'urto
scagliata nello spazio interstellare dalle esplosioni di stelle arrivate alla
fine della loro evoluzione (come spiegheremo pi avanti).
Resta comunque il fatto che una volta perturbata una zona della nube di gas,
questa viene ad avere una densit maggiore delle zone circostanti e inizia un
processo a catena in cui la zona a pi alta densit attrae verso di s le
circostanti. In questo modo nasce una stella.

3. Evoluzione stellare.
Per come la intendiamo noi terrestri, una nube di gas freddo, opaco e in
contrazione non  ancora una stella. Diverr tale solo quando inizier a
emettere radiazione luminosa e inizier a brillare.
Perch questo avvenga,  necessario che gli strati pi interni della
proto-stella raggiungano valori di densit e di temperatura sufficienti a
innescare le reazioni termonucleari.
Per una stella simile al nostro Sole, questo avviene quando la temperatura degli
strati centrali raggiunge 1 milione di gradi Kelvin. A questa temperatura,
l'idrogeno (il costituente principale della nube in cui la stella si  formata)
si trasforma in elio, disperdendo nello spazio una piccola (ma costante nel
tempo) quantit d'energia alla quale, per inciso, dobbiamo la nostra esistenza.
Si tratta di un processo energetico estremamente efficiente. Basti pensare che
1 kg di idrogeno, trasformato in elio, sviluppa la stessa energia della
combustione di 200 tonnellate di carbone. Il Sole ne trasforma 600 milioni di
tonnellate al secondo e, stimando la sua et in oltre 4 miliardi d'anni, in
tutto questo arco di tempo lo ha fatto a un ritmo pressoch costante!
La fusione dell'idrogeno in elio non  l'unico meccanismo di produzione
energetica, ma  quello attivo in stelle di dimensioni confrontabili con quelle
del Sole. In quelle di massa o et maggiore, sono attive reazioni pi complesse
che coinvolgono la catena carbonio-azoto-ossigeno. Reazione, quest'ultima,
particolarmente importante per l'arricchimento delle nubi di gas interstellare
con elementi diversi dall'originario idrogeno ed elio.
La fase di combustione dell'idrogeno segna un lungo periodo di stabilit nella
vita di una stella simile al Sole. La gravit  efficacemente contrastata dalla
radiazione proveniente dalla sua parte centrale, permettendo cos alla stella di
mantenere le sue dimensioni per tempi umanamente sterminati. In funzione della
sua massa iniziale, la stella si colloca sulla sequenza principale del diagramma
di H-R, tanto pi in alto quanto maggiore  la sua massa iniziale.
Naturalmente le stelle possono avere masse molto maggiori e vite molto pi brevi
di quelle del Sole: maggiore  la massa, minore  il tempo necessario a esaurire
il contenuto di idrogeno. Stelle di grande massa bruciano pi rapidamente, e
altrettanto rapidamente, lasciano la sequenza principale avventurandosi verso
periodi di profonda instabilit che le porteranno rapidamente alla forma finale
e che vengono registrati sul diagramma H-R in uno spostamento della stella verso
il ramo delle giganti.

4. Le giganti rosse.
Il periodo trascorso da una stella sulla sequenza principale dipende, quindi,
dalla sua massa, ed  caratterizzato da una notevole stabilit. La stella  in
equilibrio e, sia le sue dimensioni sia la radiazione emessa, rimangono
praticamente costanti.  proprio grazie alla stabilit nella quantit di
radiazione emessa, che eventuali sistemi planetari possono sviluppare le
condizioni adatte al sorgere della vita e, forse dell'intelligenza. Per il Sole
e per tutte le stelle confrontabili in termini di massa, il tranquillo periodo
di sequenza principale si aggira sui 10 miliardi di anni.
Le cose vanno diversamente per stelle dotate di massa maggiore: esse bruciano
rapidamente il loro idrogeno e il periodo di tranquillit si accorcia
notevolmente al crescere della massa. Una stella di 15 masse solari, ad esempio,
termina il proprio periodo di sequenza principale in soli 12 milioni di anni,
una di 9 masse solari in circa 25 milioni di anni, e una di 3 masse solari in
circa 300 milioni di anni.
Quindi, le stelle pi massicce del Sole hanno abbandonato da tempo il tranquillo
periodo della sequenza principale per divenire delle giganti rosse.
Una volta esaurito l'idrogeno, la pressione di radiazione si spegne e la gravit
torna prepotentemente a far sentire il proprio effetto. Non pi sostenuti da
alcuna pressione interna, gli strati pi esterni della stella sprofondano sotto
il proprio peso precipitando verso un nucleo ormai completamente composto di
elio. Nello stesso tempo, gli strati esterni in caduta sono ancora formati da
idrogeno in quanto non coinvolti dalla fusione centrale. Ora, per, a causa
della contrazione essi si riscaldano raggiungendo temperature sufficienti ad
innescare la combustione nucleare nel loro interno.
A questo punto la stella presenta un doppio comportamento: da una parte il
nucleo di elio continua a collassare sotto il proprio peso, dall'altra gli
strati esterni di idrogeno si accendono nuclearmente e, sotto la spinta
esplosiva delle reazioni innescate, si espandono verso l'esterno.
Il risultato  una stella con un core massiccio che ha raggiunto l'incredibile
temperatura di 100 milioni di gradi Kelvin (in grado quindi di bruciare elementi
sempre pi pesanti) e un'enorme atmosfera gassosa di densit decrescente verso
l'esterno. Gli strati pi distanti tendono a raffreddarsi e il loro colore vira
verso il rosso. La tranquilla stella della sequenza principale si  tramutata in
una gigante rossa.
Stelle con una tale enorme superficie radiante risultano estremamente luminose
anche a grandi distanze, e sono tra gli oggetti celesti pi luminosi del cielo,
osservabili anche ad occhio nudo.
Betelgeuse nella costellazione di Orione, Aldebaran in quella del Toro, Antares
nell'Aquila e Arturo in quella di Boote, sono le giganti rosse di pi facile
individuazione nella nostra galassia.
La fase di gigante rossa  dunque, una tappa dell'evoluzione stellare che tutte
le stelle, prima o poi, dovranno attraversare. Anche il Sole, quando verr il
suo momento (ovvero tra circa 4 miliardi di anni) si trasformer in una gigante
rossa: un enorme globo gassoso rossastro i cui strati pi esterni si
estenderanno fino a lambire la stessa orbita terrestre, dove un pianeta annerito
e ormai privo di vita, li attraverser come un fantasma.
La fase di gigante rossa  una fase di forte instabilit: periodi esplosivi si
alternano a periodi di tranquillit apparente. Questo perch il core, ormai
trasformato completamente in carbonio ed ossigeno,  inerte mentre vengono
innescate progressivamente le fusioni degli strati di idrogeno ed elio che lo
circondano. A ogni nuova accensione, la stella tenta di costruire un nuovo
equilibrio mediante movimenti di contrazione ed espansione che causano violente
fluttuazioni nell'emissione di radiazione.  il cosiddetto periodo di
variabile. Durante questo periodo la stella espelle parte degli strati pi
esterni e meno densi dell'atmosfera originaria, riducendo le proprie dimensioni
e circondandosi di nuvole di gas in espansione: si  trasformata in una nebulosa
planetaria.

5. Una fine tranquilla.
Al centro delle nebulose planetarie, troviamo dunque quello che resta di una
stella, dopo essere passata attraverso lo stadio di gigante rossa ed aver perso
parte della massa iniziale. Ora, circondata da nubi di gas in rapida espansione,
c' una piccola stella ad alta temperatura e alta densit. Stelle simili sono
chiamate nane bianche.
Esse concentrano la propria massa in dimensioni confrontabili con quelle della
Terra, raggiungendo densit, quindi, dell'ordine di 800 kg per centimetro cubo,
un valore 40.000 volte pi grande della densit di un qualsiasi metallo
conosciuto sulla Terra.
L'esistenza delle nane bianche fu prevista, teoricamente, da J. Bessel
(1784-1846) nel 1834 il quale, studiando le perturbazioni nell'orbita di Sirio
(la stella pi brillante dell'emisfero boreale) le attribu alla vicinanza di un
oscuro pianeta dalla enorme massa.
30 anni pi tardi A. Clarke riusc a rilevare, tra i bagliori del luminoso
Sirio, la fioca traccia di una piccola stella, Sirio B che mostr come il
compagno oscuro non fosse un pianeta grande come una stella, ma una stella
piccola come un pianeta.
Riassumiamo brevemente le fasi dell'evoluzione stellare fin qui esposte: una
gigante rossa, al culmine della propria agonia, espelle parte della massa nel
tentativo di recuperare una configurazione stabile; la massa cos rimasta, non
pi sostenuta dalla produzione di energia termonucleare interna, collassa sotto
il proprio peso. La stella si contrae a dimensioni di tipo planetario e
raggiunge finalmente una nuova configurazione di equilibrio stabile: quella di
nana bianca.
Quest'ultima, a causa della contrazione, ha aumentato enormemente la propria
temperatura (da cui il color bianco, segno di temperature elevate) permettendo
l'innesco di nuove reazioni termonucleari che la stabilizzano per un lungo
periodo durante il quale brucer lentamente. La possibilit di mantenere questa
nuova configurazione di equilibrio  dovuta alle particolari propriet che la
materia acquista quando  sottoposta a pressioni enormi come quelle presenti
nelle nane bianche.
In base a un principio noto con il nome di principio di Pauli gli elettroni,
infatti, non possono essere impacchettati oltre un certo limite. Al di l di
esso, il gas stellare (di cui gli elettroni sono tra i principali componenti)
sviluppa una pressione interna, detta degenere, in grado di sostenere l'enorme
peso degli strati esterni sovrastanti. In una nana bianca, quindi alla gravit
si oppone la pressione degenere del gas di elettroni di cui  composto il
materiale stellare dopo il collasso.
Tuttavia la massa in contrazione pu essere cos elevata che, quegli stessi
elettroni in grado di sviluppare la pressione in grado di contrastare la
gravit, divengano relativistici e in quanto tali (per princpi fisici noti) in
grado di sviluppare una pressione minore di quella degenere. Ci significa che
esiste un valore limite per la massa di una stella, oltre il quale non le 
consentito di stabilizzarsi come nana bianca.
S. Chandrasekhar (premio Nobel nel 1983) ha stabilito questo limite nel valore
di 1.4 masse solari. Una stella con una massa superiore a questo valore non
terminer la sua esistenza come nana bianca.

6. Una fine violenta.
Al termine del periodo di gigante rossa la stella dunque ha espulso parte della
sua massa iniziale permettendo la formazione di una configurazione costituita da
una nebulosa planetaria e di una nana bianca al suo centro. Tutto questo se la
massa della stella in contrazione gravitazionale  inferiore (dopo l'espulsione
di massa sotto forma di nubi di gas) al limite di 1.4 masse solari. Questo
scenario relativamente tranquillo, con una stella di piccole dimensioni ad alta
temperatura superficiale e con delle nubi di gas in moto di allontanamento,
cambia radicalmente se la massa rimasta eccede il limite di Chandrasekhar.
Immaginiamo una stella di grande massa: le prime fasi della contrazione non sono
dissimili da quelle valide per stelle di piccola massa.
Tutto procede con la consueta graduale trasmutazione dell'originario patrimonio
di idrogeno ed elio in elementi via via pi pesanti, fino alla formazione di
nuclei di ferro. Questo elemento provoca una grave crisi nelle ripetute
contrazioni ed espansioni con le quali la stella ricostruisce l'originario
equilibrio tra pressione di radiazione e gravit.
I nuclei di ferro, infatti, non possono essere ulteriormente fusi, e la stella
si trova ad avere un core ferroso che assorbe energia invece di liberarla. Esso
 sovrastato da strati di elementi pi leggeri che vengono, di volta in volta,
accesi solo dopo che la stella si  espansa a dimensioni enormi. La massiccia
stella, cui  stato negato dalla sua massa iniziale la tranquilla fine come nana
bianca, si avvia a divenire una supergigante rossa. Un mostruoso globo gassoso
che, se posto al centro del sistema solare, inghiottirebbe tutti i pianeti ad
eccezione del lontanissimo Plutone, distante oltre 5 miliardi di chilometri dal
Sole.
Le supergiganti rosse sono le stelle pi grandi della galassia, e sono
costituite quindi da un core ferroso circondato da strati successivi di elementi
progressivamente pi pesanti man mano che ci si avvicina alle enormi temperature
delle parti centrali (circa 1 miliardo di gradi Kelvin).
Tuttavia, nonostante questa temperatura, da queste regioni non proviene nessun
flusso radiativo e l'equilibrio gravitazionale risulta sempre pi gravemente
compromesso. Soltanto dopo la trasformazione degli elettroni in elettroni
degeneri (simili a quelli presenti nelle nane bianche) il core riesce a
sostenere il peso degli strati esterni e a permettere alla supergigante di
brillare ancora per qualche tempo.
Quando per la massa della supergigante supera il valore limite delle 1.4 masse
solari, anche la pressione del gas degli elettroni degeneri  incapace di
ostacolare la contrazione degli strati esterni.  quello che accade in una
stella di 10 masse solari, la quale  capace di formare un core ferroso di oltre
1.4 masse solari con una densit di 1 miliardo di grammi per centimetro cubo.
Quando questo accade la catastrofe procede rapidamente.
Il core non  in grado di sostenere il peso degli strati sovrastanti che
collassano rapidamente, portando la temperatura in pochi secondi al valore
incredibile di 15 miliardi di gradi Kelvin. In queste condizioni fisiche estreme,
i fotoni che vengono emessi sono cos altamente energetici che possono frantumare i
nuclei di ferro trasformandoli in una specie di polvere di elio, mediante un
processo chiamato di fotodisintegrazione. In questo modo i fotoni assorbono
energia sottraendola al core, che continua quindi a collassare aumentandone
ancora di pi la temperatura.
A questo punto  possibile la disintegrazione spontanea dei nuclei di elio nei
suoi componenti elementari: protoni, neutroni ed elettroni. Quest'ultimi,
sebbene degeneri, divengono relativistici e incapaci quindi di fermare la
contrazione. Non solo: in pochi istanti sono letteralmente forzati dentro i
protoni neutralizzandone la carica: il risultato  la formazione di sempre pi
neutroni in mezzo a una vera e propria cascata di neutrini che si propagano
dalle regioni centrali verso l'esterno. Una tale trasformazione della materia
viene chiamata neutronizzazione.
I neutrini furono previsti teoricamente da W. Pauli (1900-1958) nel 1931 e la
loro esistenza fu provata sperimentalmente soltanto nel 1956. Il lungo periodo,
trascorso tra previsione teorica e conferma sperimentale,  dovuto alla loro
principale caratteristica ovvero quella di interagire in modo assai blando con
la materia ordinaria. Sono necessarie molte lastre di piombo sul loro percorso
perch solo pochi di essi rivelino la loro presenza nell'urto contro i nuclei
atomici.
Ma la neutronizzazione del core di una supergigante  talmente esasperata, e il
flusso neutrinico cos intenso, che gli strati esterni della stella sono in
grado di assorbirne una grande quantit e solo una piccola parte riesce ad
arrivare alla superficie e a perdersi successivamente all'esterno. Ma torniamo
al core ormai composto quasi esclusivamente di neutroni. Questi hanno una vita
media di 10 minuti, trascorsi i quali, decade in un protone, un elettrone e un
neutrino.
Per una propriet fisica dei neutroni e delle particelle a loro simili (i
cosiddetti fermioni), i neutroni hanno la tendenza a occupare uno spazio minimo,
inferiore ai 10 elevato a -13 centimetri. In altre parole possono toccarsi l'un
l'altro. Questo fa s che i neutroni, derivati dalla contrazione gravitazionale,
vengano impacchettati strettamente gli uni accanto agli altri facendo balzare
la densit di una tale configurazione di materia al valore difficilmente
immaginabile di 10 elevato a 14 grammi per centimetro cubo.
Un ditale colmo di questa materia peserebbe 100 milioni di tonnellate.
Una densit del genere si trova soltanto nel nucleo atomico e sarebbe
realizzabile se, dalla materia ordinaria, togliessimo tutti gli elettroni, e i
nuclei rimasti fossero impacchettati l'uno accanto all'altro senza lasciare
nessun spazio vuoto.
Il core della supergigante, eccedente il limite di Chandrasekhar,  divenuto
quindi un gigantesco nucleo atomico costituito per la maggior parte da neutroni.
La stella ha raggiunto lo stadio successivo a quello di nana bianca: quello di
stella di neutroni.

7. Supernovae.
La situazione a questo punto  la seguente: un nucleo estremamente denso (simile
a quello atomico) di qualche chilometro di diametro, sul quale piombano strati
superficiali non neutronizzati. La velocit di caduta di questi strati sul
nucleo  di circa 40.000 km al secondo, ed essendo quest'ultimo non
ulteriormente comprimibile, li obbliga a rimbalzare all'indietro, provocando una
vera e propria onda di shock che si propaga dal centro all'esterno per un tempo
che pu durare qualche giorno.
L'enorme quantit di energia di quest'onda di rimbalzo, spazza letteralmente via
gli strati superficiali della stella, in un modo che definire catastrofico  un
pallido eufemismo. L'originaria supergigante si  trasformata in una supernova,
ovvero in una stella in grado di liberare, in pochi giorni, una quantit
d'energia che, in condizioni normali, viene liberata in centinaia di milioni di
anni da una stella sulla sequenza principale. In questo breve intervallo di
tempo, una simile stella pu divenire pi brillante di un'intera galassia.
Al termine di questa esplosione catastrofica, tutto ci che resta della stella
originaria  un pallido relitto neutronico di circa 1 massa solare. Una stella
di neutroni, appunto.
Le esplosioni di supernovae sono eventi relativamente rari (come testimoniano le
registrazioni storiche di tali eventi e che vedremo pi avanti) ma costituiscono
un fattore essenziale addirittura per la formazione della vita sui pianeti.
Le esplosioni, infatti, liberano negli spazi interstellari tutti quegli elementi
pi pesanti dell'idrogeno e dell'elio senza i quali nessuna forma di vita
potrebbe esistere ed evolversi. Le supernovae sono delle vere e proprie spore
che liberano nell'aria (si fa per dire) preziozi semi dai quali potr, in
futuro, svilupparsi la vita e, forse, l'intelligenza. Gli atomi di cui noi
stessi siamo costituiti, sono stati sintetizzati dentro antiche supernovae e
quindi liberati nell'Universo grazie alla loro morte. Un buon tema di
riflessione filosofica!
Ma torniamo alla statistica delle supernovae. Nell'introduzione questo libro ne
abbiamo citato tre casi a testimonianza di come si tratti di eventi comunque
rari. Naturalmente, per, l'evoluzione stellare  la stessa sia nella nostra che
in altrui galassie. Questo significa che il loro numero, comprendendo
nell'osservazione anche altre galassie, dovrebbe significativamente aumentare.
Tuttavia, a causa delle grandi distanze, l'osservazione di supernovae
extragalattiche si  resa possibile solo nel ventesimo secolo, grazie al
miglioramento tecnologico delle tecniche osservative. Da questo momento in poi
l'elenco si  andato gradualmente infittendo e sono state osservate una media di
due supernovae al mese, considerando un centinaio di migliaia di galassie tra le
pi vicine. Statisticamente, quindi, il numero di supernovae in una singola
galassia dovrebbe ammontare a circa 4 per secolo. Delle circa 100 supernovae che
dovrebbero essere apparse nella nostra galassia, possediamo le registrazioni
storiche di solo tre di esse.
La rarit di tali fenomeni  probabilmente da attribuire all'infelice (dal punto
di vista astronomico) collocazione del sistema solare.
Esso, infatti, si trova nel piano galattico dove se da una parte si trovano le
stelle massicce in grado di divenire supernovae, dall'altro si trovano anche
numerose e dense nubi di gas e polvere che assorbono la radiazione e impediscono
l'osservazione ottica a distanze superiori a qualche centinaia di anni luce,
permettendo quindi l'osservazione di una frazione minima dell'intero volume
galattico.
La situazione  nettamente migliorata dopo l'introduzione nelle tecniche
osservative di altri tipi di radiazione oltre quella ottica. Durante
l'esplosione di una supernova, infatti, non viene liberata solo radiazione
ottica ma anche ogni altro tipo di radiazione a diversa frequenza. Tra
quest'ultime particolarmente interessante,  quella legata alla presenza di
neutrini che, come abbiamo visto, sono un vero e proprio diluvio, e hanno la
preziosa caratteristica di attraversare indenni distanze di molti anni luce,
trasportando con s preziose informazioni sugli strati interni della stella che
li ha emessi.
Il problema dell'individuazione delle supernovae si sposta quindi al modo e alle
tecniche di rilevazione di questo imponente flusso neutrinico che ha, come
controparte negativa, una bassa capacit d'interazione con la materia ordinaria
e quindi anche con gli strumenti per la loro rilevazione.
Tentativi in tal senso sono stati fatti nel caso del Sole, non perch questo sia
una supernova (fortunatamente) ma perch le reazioni termonucleari al suo
interno producono neutrini, e costituisce quindi un ottimo banco di prova per la
tecnologia della strumentazione osservativa. Nel caso del Sole, come rilevatore,
viene usato un serbatoio di 600 tonnellate di CCl4 posto in una profonda miniera
del Sud Dakota (per evitare la rilevazione di altre particelle, soprattutto
raggi cosmici). La mole di roccia che sovrasta il serbatoio serve, infatti, per
fermare tutte le altre particelle meno elusive dei neutrini che, invece, non
dovrebbero avere difficolt ad attraversare sia la roccia che il serbatoio di
cloro. Qualcuno, per, dovrebbe colpire un atomo di quest'ultimo e trasformarlo
in argo, in modo che dalla sua quantit si possa risalire al flusso neutrinico
originario proveniente dal Sole.
Nel caso delle supernovae la situazione dovrebbe essere migliore: i neutrini
prodotti in tali eventi sono molto pi energetici di quelli solari e in numero
molto maggiore, il che rende pi probabile una loro interazione con i
rilevatori.
Nell'attesa che i sempre migliori rilevatori forniscano preziose informazioni
sulle nuove supernovae, la loro comparsa deve essere cercata nei documenti
storici del passato. I pi antichi, in questo senso, sono quelli costituiti
dalle registrazioni astronomiche degli osservatori orientali: cinesi, giapponesi
e coreani. Gli eventi pi antichi registrati e che fanno sospettare
l'apparizione di una supernova non dovrebbero superare la decina. Tra questi il
meno incerto sembra essere quello riguardante la registrazione di una nuova
stella nella costellazione del Lupo, osservata contemporaneamente dagli
osservatori europei (come si legge in alcuni resoconti di monasteri medievali),
arabi e giapponesi. La nuova stella del Lupo rimase visibile, anche ad occhio
nudo, per 25 mesi e, in accordo con quanto affermato in una registrazione
irachena, alla sua massima luminosit superava quella di un quarto di Luna.
Ma la registrazione pi attendibile, non solo dal punto di vista storico ma
anche da quello scientifico,  quella riguardante una supernova apparsa nel 1054
e registrata dall'astronomo imperiale Wei-T'e presso la corte della dinastia Sung.
Grazie alla conoscenza delle costellazioni e alla precisione dell'astronomo
cinese, sappiamo che il 4 luglio del 1054 una nuova stella apparve in cielo
(evento che venne interpretato dallo stesso astronomo imperiale come segno di
una futura grande prosperit).
Qualche minuto prima del sorgere del Sole, Wei-T'e osserv il sorgere di una
stella molto pi brillante di Venere e di qualsiasi altra stella visibile nel
cielo. Essa rimase visibile anche di giorno per 23 giorni e, di notte, continu
a essere osservata per due anni fino a scomparire completamente.
Da calcoli successivi si  stimato che l'astronomo cinese aveva osservato una
stella che, esplodendo, aveva raggiunto una luminosit pari a 250 milioni di
volte quella solare e che, tenendo conto della distanza, era avvenuta 5000 anni
prima che il suo lampo arrivasse alla Terra! Le cronache di Wei-t'e vennero
dimenticate fino a quando John Bevis, che oggi si definirebbe un astronomo
dilettante, nel 1731, scopr una nebulosa dalla strana forma nella costellazione
del Toro e che venne identificata con il numero 1 nel catalogo degli oggetti
nebulari di Messier. Nel 1844, Lord Ross attribu a quest'oggetto nebulare il
nome di nebulosa del Granchio. Nel 1919, grazie alla traduzione di alcuni annali
cinesi, l'astronomo svedese Lundmark scopr per la prima volta la connessione
esistente tra la registrazione di Wei-T'e e la nebulosa osservata da Bevis e Ross.
Infine, nel 1929, l'astronomo E. Hubble, misur la velocit di espansione della
nebulosa del Granchio e, estrapolando a ritroso, concluse che essa doveva essere
partita da un punto approssimativamente centrale ad essa circa 900 anni prima,
in buon accordo con la data del 1054 nella quale l'astronomo cinese aveva
registrato la nascita della nuova stella. Per la prima volta si era stabilita
un'indubbia connessione tra dei resti gassosi in espansione e l'esplosione di
una supernova.
Il 1572 segna una nuova data nell'identificazione delle supernovae. In
quell'anno l'astronomo danese Tycho Brahe osserv, nella costellazione di
Cassiopea, una nuova stella che per qualche giorno rimase pi brillante di
Venere. Si tratt della prima supernova osservata scientificamente e la sua
osservazione gioc un ruolo storicamente importante. A quel tempo, infatti, era
ancora diffusa la convinzione che la Terra si trovasse al centro dell'Universo e
che le stelle fossero fisse a una sfera cristallina non molto distante.
I calcoli di Brahe (unanimemente riconosciuto come uno dei pi precisi
osservatori della storia dell'astronomia) dimostrarono che la stella del 1572
doveva essere molto pi lontana della Luna e quindi, secondo la cosmogonia
dell'epoca, collocata sulla sfera delle stelle fisse. Questa conclusione dava un
altro duro colpo (dopo quello inferto da Copernico) alla teoria
dell'immutabilit delle stelle e prepar la strada alle osservazioni e ai
calcoli di J. Keplero che dovevano mandare definitivamente in frantumi la
vecchia visione tolemaica dell'Universo. Tra l'altro fu proprio a questa stella
che venne attribuito, nel ventesimo secolo dagli astronomi F. Zwicky (1898-1974)
e W. Baade (1893-1960), il termine di supernova.
Ultima tra le supernovae, per cos dire, storiche  quella del 1604, osservata
simultaneamente in Europa e in Asia e che viene spesso indicata con il nome di
supernova di Keplero perch fu proprio il grande astronomo tedesco a
determinarne con esattezza la posizione. Nel 1943, W. Baade individu una
nebulosa attorno alla posizione da cui doveva essere partita l'esplosione.
La registrazione delle supernovae storiche termina qui. Dopo oltre quattro
secoli nessun altro segnale sembrava indicare la presenza di una supernova, fino
a quando, nel 1987, un'esplosione inaspettata in una galassia a noi vicina, la
grande nube di Magellano, non attir l'attenzione di tutti gli osservatori della
Terra.
Durante la notte tra il 23 e il 24 febbraio del 1987, l'astronomo canadese I.
Shelton, all'epoca al lavoro all'osservatorio di Las Campanas in Cile, ebbe la
fortuna di essere il primo osservatore moderno ad individuare una supernova.
Essa apparve all'improvviso in una delle galassie satelliti della Via lattea, la
grande nube di Magellano, distante 170.000 anni luce. La supernova venne
identificata con la sigla SN 1987A ed era visibile anche ad occhio nudo ma solo
nell'emisfero australe.
Un astronomo australiano identific la supernova con una stella precedentemente
nota come Sanduleak-69 202, una stella di dodicesima grandezza, nota come una
gigante blu.
Questo poneva un primo quesito teorico, dato che ci si sarebbe aspettato che una
supernova dovesse scaturire da una gigante rossa. Il secondo problema era
costituito dallo spettro emesso dalla SN 1987A.
Esso, infatti, mostrava delle righe di idrogeno che la collocavano nella
categoria delle supernovae di II tipo (vedi paragrafo successivo) ma la curva di
luce presentava delle anomalie non compatibili con una simile classificazione.
In particolare, la luminosit era 100 volte inferiore a quella prevista per
supernovae di quel tipo.
Nel frattempo, a Princeton, i teorici pubblicarono un articolo in cui si
prevedeva che i rilevatori neutrinici a disposizione avrebbero dovuto segnalare
l'arrivo di un flusso neutrinico qualche ora prima dell'osservazione ottica
della supernova.
Essi calcolarono che una supernova di tipo II avrebbe dovuto emettere una
luminosit neutrinica pari all'energia liberata in un secondo da 100 milioni di
intere galassie, corrispondenti ad un flusso di 100 miliardi di neutrini per
centimetro quadrato di superficie terrestre!
Al posto di questa valanga, i rilevatori neutrinici rivelarono appena 18
neutrini, ben poca cosa in confronto a quelli previsti nell'ipotesi che la
supernova fosse di II tipo. La conclusione fu che la 1987A era una supernova di
tipo I (esplosione di una nana bianca in un sistema binario, senza emissione di
neutrini).
Nel prosieguo del fenomeno, dopo pochi mesi, scomparvero le anomalie della curva
di luce e la luminosit continu a diminuire con la curva caratteristica di
decadimento radioattivo del cobalto 56. Un successo per la teoria che prevedeva
che tale elemento fosse uno dei principali costituenti tra quelli sintetizzati
da stelle massicce.
Le anomalie iniziali furono spiegate retrospettivamente e in funzione della
stella compagna del sistema binario.
Sandulek-69 202 era probabilmente una supergigante rossa gonfiatasi dopo la
combustione dell'elio e il cui inviluppo esterno era stato spazzato via
dall'intenso vento stellare protrattosi per 10.000 anni. Questo l'aveva ridotta
a una brillante stella blu di massa e raggio pi piccoli (40 volte quello
solare, invece di 500).
Rimaneva un problema e non era certamente il meno importante: l'esplosione aveva
lasciato una stella di neutroni o un buco nero? Finora i tentativi di
identificare al centro del luogo dell'esplosione una stella di neutroni (la pi
diretta da indentificare) non hanno dato risultati. La cosa non deve sorprendere
se si pensa che, qualunque sia l'identit del relitto, esso  ancora ben avvolto
dai gas in espansione.
Solo quando questi si saranno diradati a sufficienza potranno essere ricevuti
segnali identificabili. In un intervallo di tempo che va da qualche anno ad una
decina, potremo rilevare i raggi X emessi dalla calda superficie dell'eventuale
stella di neutroni ed assistere, dopo aver registrato la nascita di una
supernova, alla nascita di una pulsar, ovvero di una stella di neutroni in
rapida rotazione attorno al suo asse (vedi pi avanti).
Nel caso questo non accadesse, potremmo sperare di individuare qualche segnale
indiretto della eventuale presenza di un buco nero. Comunque vadano le cose, la
supernova del 1987 rimane uno degli eventi fondamentali dell'astronomia del
ventesimo secolo.

8. I resti del gigante.
Mentre la supernova pu essere osservata solo per qualche mese (grazie alla sua
aumentata luminosit), le nubi di gas da questa emesse sono visibili per molto
pi tempo, come testimoniano le nebulose osservate attorno alle supernovae
storiche elencate nel paragrafo precedente.
Alcune di queste nubi, tuttavia, sono troppo deboli per emettere nel visibile
ma, nel loro moto di espansione, collidono con il mezzo interstellare e
producono onde radio e raggi X. Il rapporto  di 20 resti gassosi osservabili
nel visibile contro 100 nella regione radio.
I resti gassosi pi famosi, oltre a quelli della nebulosa del Granchio scaturiti
dalla supernova del 1054, sono quelli identificati come nebulosa di Gum e
provenienti probabilmente da una supernova apparsa nella costellazione della
Vela in un'epoca stimata attorno al 9.000 a.C., troppo antica perch possa
esistere un qualche tipo di registrazione, ma che fu sicuramente osservata da
qualche nostro antico progenitore di quella lontana epoca e che chiss quali
ancestrali pensieri deve in essi aver fatto sorgere. Non era possibile ignorare
la nuova stella dovendo avere una luminosit, nel suo picco massimo,
confrontabile con quella del primo quarto di Luna.
I resti gassosi di una supernova sono una miniera preziosa d'informazioni sulla
natura dell'esplosione che li ha scagliati nello spazio. Come abbiamo visto,
nell'esempio della SN 1987A, gli astrofisici catalogano le supernovae in due
tipi, I e II, dove la luminosit maggiore  in quella di tipo I che presenta
anche un andamento irregolare nella fase discendente della sua curva di
luminosit.
Tuttavia questa classificazione, dal punto di vista teorico,  ancora incerta.
Alcuni attribuiscono la differenza tra le due categorie a una semplice
differenza nella composizione chimica delle stelle coinvolte.  noto che tutte
le stelle appartengono a due tipi di popolazioni: quelle di popolazione II (le
pi vecchie) e quelle di popolazione I (le pi giovani). Le prime sono dominanti
nelle galassie pi antiche, quelle ellittiche, e negli aloni di quelle a spirale.
Le stelle di popolazione I, al contrario, si trovano principalmente sul disco e
nelle braccia delle galassie a spirale.
Le supernovae del tipo I (le pi brillanti) si osservano indifferentemente sia
nelle galassie ellittiche sia in quelle a spirale, mentre quelle di tipo II sono
state osservate, finora, solo in quelle a spirale.  quindi ragionevole pensare
che quelle di tipo II provengano da stelle di popolazione I (le pi giovani),
mentre quelle di tipo I siano da attribuire a stelle di popolazione II (le pi
vecchie). Probabilmente questa  una semplificazione eccessiva.
Mentre i teorici sono abbastanza d'accordo sul fatto che le supernovae di tipo
II siano da attribuire ad esplosioni di stelle massicce (di massa maggiore di 10
masse solari) e siano accompagnate dalla formazione di stelle di neutroni,
l'interpretazione per le supernovae di tipo I  molto pi discutibile.
Alcuni ritengono che, in questa categoria, rientrino nane bianche costituenti un
sistema binario. In tale modello l'elio viene sottratto alla compagna del
sistema e viene lentamente a depositarsi sulla superficie della nana bianca.
Quando gli strati cos deposti raggiungono un valore critico per densit e
temperatura, s'innesca la fusione dell'elio che provoca un flash che si spegne
poi gradualmente con le stesse caratteristiche di quelle osservate nella curva
di luce delle supernovae di tipo I.
Una variante di questo modello prevede la presenza di una nana bianca vicina al
limite teorico delle 1.4 masse solari. In questo caso il progressivo accumulo di
materiale sulla superficie, spinge la massa dell'originaria nana bianca oltre il
limite, innescando la catastrofe gravitazionale e la conseguente esplosione
della stella.
Un'altra interpretazione potrebbe coinvolgere due nane bianche inserite in un
sistema binario molto stretto. La radiazione gravitazionale, prevista
teoricamente dalla relativit generale, dovrebbe dissipare lentamente l'energia
orbitale e provocare, alla lunga, l'urto delle due stelle con una liberazione di
energia confrontabile con quella sviluppata dalle supernovae di tipo I.
Come si vede, il problema dell'interpretazione dei meccanismi alla base delle
esplosioni delle supernovae (soprattutto di tipo I) non  assolutamente risolto,
a testimonianza delle difficolt che s'incontrano nell'analizzare stati cos
estremi della materia. Senza contare il problema posto dai resti di Cassiopea A.
Questa nebulosa ha il vantaggio di essere osservabile nella banda ottica, in
quella radio e in quella X.
Dalle misure della velocit di espansione dei resti, si  dedotto che la
supernova deve essere esplosa nel 1.670 ad una distanza di 9.000 anni luce.
Tuttavia non esiste nessuna registrazione di un tale evento, nonostante si sia
presentata in un'epoca in cui il cielo era costantemente osservato dagli
astronomi e che la presunta supernova dovesse essere pi brillante di Sirio per
almeno un mese. Recentemente alcuni storici della scienza hanno trovato traccia
della registrazione di una nuova stella nel catalogo dell'astronomo reale John
Flamsteed che venne pubblicato nel 1725 ma che conteneva registrazioni risalenti
al 1680.
Esso mostra, nella posizione attualmente occupata da Cassiopea A, una stella di
valore 6; grandezza (al limite della visibilit ad occhio nudo) identificata
dall'estensore come 3 Cassiopea ma di cui non si trova traccia n nei cataloghi
precedenti n in quelli seguenti, fino al 1835.
Nessuno sembra aver prestato troppa attenzione alla nascita di questa nuova,
piccola stella. Come conciliare questa indifferenza con i calcoli teorici che
danno per Cassiopea A una luminosit pari a quella di Sirio e che non sarebbe
certo passata inosservata agli osservatori del 17esimo secolo? Pu una supernova
avere la bassa luminosit registrata da Flamsteed?
Una possibile spiegazione potrebbe essere un'atipica formazione di polvere
durante l'esplosione dell'inviluppo, polvere che avrebbe assorbito gran parte
della radiazione proveniente dal centro. Tuttavia anche in questa evenienza,
altri elementi complicano il quadro di Cassiopea A. Lo spettro dei suoi resti
gassosi, infatti, manca totalmente di ferro e ci  radicalmente in contrasto
con tutti gli spettri delle nebulose associate alle supernovae sia di tipo I che
di tipo II. Oltre a ci, 300 anni dopo la sua esplosione, non  stata rilevata
nessuna stella di neutroni al centro della nebulosa, cosa abbastanza
inspiegabile visto che la temperatura superficiale di una tale stella dovrebbe
essere sufficiente per renderla una sorgente di radiazione X.
Tutti questi elementi hanno portato a concludere che Cassiopea A appartenga ad
un terzo tipo di supernovae, molto pi raro dei due tipi precedenti. In questa
classe potrebbero essere collocate stelle per le quali l'esplosione non deriva
dal collasso del nucleo bens dall'instabilit tipica di alcune stelle
estremamente calde e note sotto il nome di stelle di Wolf-Rayet. Un modello
teorico, sviluppato in Francia, prevede che in stelle del genere l'aumento di
luminosit, dovuta all'esplosione, ammonterebbe a solo 100 milioni di volte la
luminosit stellare ovvero 10 volte inferiore a quella di una normale supernova.
Un'esplosione di tali stelle, inoltre, non lascerebbe dietro di s alcun relitto
centrale.
Esiste un'ultima ipotesi: il collasso di un core degenere, oltre certi limiti di
massa, non porterebbe alla formazione di nessuna struttura dotata di una
superficie in grado di arrestare il collasso gravitazionale. Un tale oggetto 
noto sotto il nome di buco nero.

9. Stelle come nuclei di atomi.
Come abbiamo visto, la configurazione d'equilibrio, successiva a quella di nana
bianca,  quella costituita dalle stelle di neutroni. Essi, insieme ai protoni,
costituiscono il nucleo degli atomi di cui  composta la materia. La loro
scoperta avvenne nel 1932 ad opera di Sir J. Chadwick (1891-1974) e alcuni
storici affermano che, gi da allora, la scuola sovietica di fisica con a capo
L. Landau (1908-1968), avesse ipotizzato l'esistenza di corpi celesti costituiti
esclusivamente di neutroni. In Occidente sono i fisici Zwicky e Baade a
suggerire per primi che i neutroni, in particolari condizioni di densit,
possono sviluppare una pressione degenere simile a quella degli elettroni nelle
nane bianche.
Questo significava che anche se la massa della stella in contrazione fosse stata
superiore al limite indicato da Chandrasekhar, essa avrebbe potuto stabilizzarsi
in una nuova configurazione, ancora pi estrema (per quanto riguarda la densit)
di quella gi incredibile delle nane bianche. La tragica parentesi della seconda
guerra mondiale e il conseguente sforzo finalizzato alla costruzione dell'arma
atomica, distolsero l'attenzione dei fisici dalla teoria sulle stelle di neutroni.
Improvvisamente, nel 1967, la laureanda J. Bell capt, durante il conteggio
delle radiosorgenti che costituivano l'argomento della propria tesi, uno strano
segnale. Del tutto diverso da quelli fino ad allora ricevuti dai radiotelescopi
terrestri. Il segnale, proveniente da punti precisi della volta celeste,
presentava una periodicit e una stabilit tale da far ritenere impossibile una
sua origine naturale.
I giornali si impadronirono della storia e iniziarono a parlare di segnali
prodotti da sconosciuti little green man, membri di una qualche civilt
extraterrestre ansiosa di mettersi in comunicazione con la speci umana.
Pi realisticamente, F. Pacini e T. Gold proposero che gli strani segnali
ricevuti fossero da attribuire a stelle di neutroni in rapida rotazione attorno
al proprio asse e che la periodicit fosse dovuta a degli spot ad alta
temperatura localizzati sulla loro superficie. Queste zone emettevano intensi
fasci d'energia che potevano essere rilevati solo quando la rotazione
dell'intera stella li portava ad illuminare la Terra, analogamente a quanto
accade per il fascio luminoso di un faro su una lontana scogliera. Le stelle di
neutroni in rapida rotazione vennero denominate pulsar a indicare proprio il
regolare pulsare dovuto alla veloce rotazione.
Le pulsar sono, quindi, stelle di neutroni che racchiudono l'intera massa di ci
che  rimasto della stella, entro una sfera di poche decine di chilometri,
facendo cos raggiungere alla densit l'incredibile valore di 100 milioni di
tonnellate per centimetro cubo.
Una pulsar (dunque una stella di neutroni in rapida rotazione attorno al proprio
asse) possiede molte delle caratteristiche proprie delle nane bianche (in
primis, la densit elevata, la massa ridotta, l'alta temperatura superficiale,
la bassa luminosit) ma il considerarle simili a quest'ultime sarebbe improprio.
La diminuzione del raggio, da quello di una nana bianca a quello di una stella
di neutroni,  molto pi radicale di quello tra il Sole e una nana bianca. Il
salto qualitativo tra le due configurazioni estreme della materia 
confrontabile solo con quello che separa il Sole da una gigante rossa.
La densit di una nana bianca  di solo 1 tonnellata per centimetro cubo. Quella
di una stella di neutroni  di 100 tonnellate per centimetro cubo!
Il campo magnetico del Sole  simile a quello della Terra (circa 1 Gauss),
quello di una nana bianca  di 100 milioni di Gauss. Quello di una stella di
neutroni di circa 1 trilione di Gauss!
 proprio grazie a questo enorme valore del campo magnetico connesso alla
stella di neutroni, e alla velocit di rotazione, che  possibile rilevare una
pulsar. Non va, infatti, dimenticato che questi oggetti, a causa delle loro
ridotte dimensioni e nonostante posseggano una alta temperatura superficiale
(circa 10 milioni di gradi Kelvin), risultano impossibili da osservare otticamente
al di l di qualche anno luce.
La pulsar della Vela, una delle pi deboli, risulta da questo punto di vista
avere una luminosit 25 milioni di volte inferiore a quella del Sole. 
soltanto grazie all'interazione tra l'intenso campo magnetico e l'alta velocit
di rotazione, che le pulsar risultano visibili nella banda radio, X e gamma.
L'elevata velocit di rotazione  causata dalla contrazione della stella
originaria in virt dello stesso principio per il quale un pattinatore ruota pi
velocemente quanto pi raccoglie il proprio corpo attorno all'asse di rotazione,
mentre l'intensit del campo magnetico pu essere intuitivamente compresa
pensando alle linee di campo magnetico come un numero costante di linee
materiali che attraversano l'intera stella.
Quando la stella contrae le proprie dimensioni sebbene il numero complessivo
delle linee non aumenti, aumenta (e di molto) il numero delle linee per
centimetro quadrato di superficie. L dove prima passavano solo poche linee, ora
a causa delle dimensioni ridotte, ne transitano un numero molto pi elevato.
Tutto questo significa che il campo magnetico superficiale della stella di
neutroni  milioni di volte pi intenso di quello originario della stella prima
della contrazione gravitazionale.
Un oggetto in rotazione e dotato di un forte campo magnetico  qualcosa di cui
conosciamo bene il comportamento e che impieghiamo costantemente sulla Terra. Si
chiama dinamo ed  in grado, grazie alla rotazione del campo magnetico, di
generare corrente elettrica.
Una stella di neutroni , in effetti, da questo punto di vista una gigantesca
dinamo, molto pi efficiente di quelle terrestri. Il potenziale elettrico
provocato dal suo enorme campo magnetico rotante pu raggiungere i 10 elevato a 16
volt e fornire alle particelle cariche l'accelerazione necessaria per sfuggire
all'intenso campo gravitazionale superficiale.
Il processo di emissione , in realt, un processo a cascata tra raggi gamma e
coppie elettrone-positrone. Questo perch l'intenso campo magnetico tende ad
impedire l'emissione di radiazione. Tuttavia, gradualmente, le successive
trasformazioni tra raggi gamma e coppie elettrone-positrone, riescono ad
avanzare nel campo fino a potersi allontanare verso l'esterno. Sono necessarie
molte migliaia di particelle per produrre un'unica particella in grado di
perdersi verso l'esterno.

10. Stellamoti.
Una stella di neutroni  dunque un gigantesco nucleo atomico tenuto insieme,
invece che dalle forze nucleari, dalla forza gravitazionale.
Essa  talmente intensa da impedire la formazione di qualsiasi tipo
d'irregolarit superficiale. Eventuali montagne sulla sua superficie solida non
potrebbero essere alte pi di qualche centimetro!
Un possibile modello di struttura interna di una stella di neutroni  quindi il
seguente:
- Una crosta sottile (non pi di 1 km) di ferro galleggiante su un mare di
elettroni degeneri. La densit in questa regione va da 1 tonnellata per
centimetro cubo (simile a quella di una nana bianca) a 400 tonnellate per
centimetro cubo.
- Man mano che scendiamo in profondit, i nuclei atomici hanno un duplice
aspetto: da una parte tendono ad avere un numero sempre maggiore di neutroni ma,
dall'altro, sono sempre meno capaci di trattenerli al loro interno. Ad una
profondit di 5 km, i neutroni fuggono dai nuclei e si dissolvono in un mare di
nuovo degenere contenente anche protoni. La densit in questa zona dovrebbe
arrivare a 100 milioni di tonnellate per centimetro cubo.
- A una profondit di 10 km, l'enorme pressione esistente in tale regione,
dissolve qualsiasi struttura cristallina e forma un unico fluido indistinto
costituito da neutroni, protoni ed elettroni. Un simile fluido viene chiamato
superliquido ed ha una curiosa caratteristica: non possiede alcuna viscosit.
Per le propriet dei superfluidi (realizzabili anche nei laboratori raffreddando
l'elio a temperature prossime allo zero assoluto) un vortice che si venisse a
formare in esso potrebbe mantenersi per interi mesi prima di scomparire a causa
appunto della viscosit nulla.
- Infine il nucleo, di circa 1 km di diametro. Qui le ipotesi sulla sua
costituzione sono estremamente incerte a causa dei valori estremi di densit e
pressione. Alcuni modelli prevedono una sorta di stato cristallino per i
neutroni, altri uno stato condensato costituito da pioni, altri ancora una
strana forma di materia fatta di quark, eccetera.
L'unica cosa certa  che non abbiamo la minima idea di come possa comportarsi la
materia ai valori inimmaginabili di densit e pressione esistenti al centro di
una stella di neutroni.
Lasciamo dunque questa regione sconosciuta e risaliamo alla superficie della
stella di neutroni.
Abbiamo detto che essa deve possedere una superficie solida priva d'irregolarit
a causa dell'enorme campo gravitazionale cui  sottoposta. Con un tale campo 
difficile immaginare che possa accadere qualcosa sulla superficie. Tuttavia, a
volte, qualcosa pu succedere.
Nel febbraio del 1969, la pulsar della Vela, diminu improvvisamente il proprio
periodo di rotazione e il fenomeno si ripet nel 1971 e nel 1976:
improvvisamente la sua velocit di rotazione aument di 10 milionesimi di
secondo per un periodo di qualche giorno. Dopo qualche mese la velocit di
rotazione torn ai valori precedenti. Tali fenomeni presero il nome di glitches,
un termine usato in elettronica per indicare improvvisi e rapidamente transitori
cambiamenti di comportamento in componenti elettronici funzionanti fino ad
allora in modo corretto.
I glitches vennero spiegati come l'effetto di veri e propri stellamoti, ovvero
di terremoti scatenatisi sulla superficie solida delle stelle di neutroni.
La loro alta velocit di rotazione tende a gonfiarle all'equatore e schiacciarle
ai poli: di tanto in tanto la conseguente tensione superficiale provoca delle
fratture sulla crosta con spostamenti di pochi millimetri. Nonostante la
piccolezza di tali faglie, l'energia liberata da questi aggiustamenti
superficiali libera una eccezionale ed improvvisa quantit d'energia che viene
spesa per aumentare la velocit di rotazione della stella di neutroni. Tanto per
avere un'idea delle grandezze messe in gioco da un simile terremoto stellare, si
 stimato che esso raggiunga il 25esimo grado della scala Richter, dove il
terremoto pi distruttivo mai registrato sulla Terra ha raggiunto il
grado 8.9 della stessa scala.

11. Pulsar e supernovae.
Da quanto abbiamo detto fin qui, il modello che vede le pulsar, ovvero le stelle
di neutroni in rapida rotazione, come resti di supernova, sembra essere del
tutto convincente. Tuttavia l'ultima parola per un modello scientifico deve
essere assegnato all'osservazione, e quindi ci aspettiamo di trovare una pulsar
l dove, o storicamente o otticamente, sia stata segnalata la presenza di una
supernova.
Per la nebulosa del Granchio e per quella della Vela, questa identificazione 
stata osservata. L dove  stata ipotizzata la comparsa di una supernova si
trovano resti di una nebulosa costituita dalle nubi di gas in espansione e una
pulsar.
Per Cassiopea A, per la supernova di Tyco Brahe e per quella di Keplero ci non
 stato ancora osservato. Ma non solo: delle 450 pulsar conosciute e delle 200
nebulose associate a resti di supernova, solo 3 (comprendenti quella della Vela
e della Nebulosa del Granchio) sono state associate con un buon margine di
accettabilit.
Gli scenari proposti per spiegare questa strana anomalia osservativa sono
molteplici.
Il pi semplice di tutti  quello che prevede che non tutte le supernovae
debbano lasciare dietro di s delle pulsar. Alcune potrebbero non lasciare
niente del tutto o, cosa che pi ci interessa, un'ulteriore e ancora pi estrema
configurazione della materia, quella ad esempio di un buco nero. Senza contare
che la catastrofica esplosione potrebbe ragionevolmente spostare la pulsar come
accade nel rinculo di un fucile. In questo caso staremmo guardando nella
posizione sbagliata.
Quest'ultima ipotesi sembra essere molto ragionevole: se l'asse di rotazione
della stella non fosse parallelo a quello del campo magnetico, la materia
verrebbe ad essere espulsa in modo asimmetrico e le velocit tipiche di queste
espulsioni (circa 10.000 km/sec) comporterebbero un rinculo della pulsar con una
velocit di alcune centinaia di km/sec in direzione opposta a quella
dell'eiezione della materia.
 anche possibile che le pulsar appartengano a sistemi binari e, anche in
questo caso, l'esplosione come supernova del suo compagno porterebbe alla
distruzione del sistema stesso separando le due componenti e fornendo alla
stella di neutroni un'alta velocit di allontanamento.
Ma, forse, il modello che sembra essere pi probabile  quello che imputa la
carenza d'identificazione tra pulsar e supernovae, alla sfavorevole posizione
della pulsar rispetto alla direzione di osservazione che la lega a noi. Abbiamo
visto come la radiazione che rileviamo da terra provenga da regioni ben
localizzate della pulsar, quindi se la direzione del fascio  tale da non
intersecare l'orbita terrestre, la stella rimarr per sempre nascosta nelle
profondit dello spazio.

IV. I buchi neri.
1. Evoluzione di un'idea dimenticata.
La riscoperta dell'idea di strane stelle nere inizia in un modo piuttosto
strano. Nel freddo inverno del 1915 le armate tedesca e russa si fronteggiano
durante il sanguinoso primo conflitto mondiale. Nell'armata prussiana presta
servizio, come volontario, un giovane fisico tedesco: K. Schwarzschild
(1877-1916). Questi, nel dicembre del 1915, un mese dopo la pubblicazione delle
equazioni di Einstein per la relativit generale, invia al suo autore un
manoscritto nel quale risolve il problema di descrivere il campo gravitazionale
creato da una massa sferica nel vuoto. Einstein risponder con le seguenti
parole: Non mi aspettavo che per tale problema potesse essere formulata una
soluzione esatta. Il vostro procedimento analitico del problema mi sembra
splendido.
Purtroppo, nello stesso periodo di questo scambio epistolare, Schwarzschild
contrae una polmonite e muore nel maggio del 1916.
Ma in cosa consisteva l'enorme valore della soluzione scoperta? I motivi sono
principalmente due.
Da una parte la trattazione di Schwarzschild rappresenta una buona descrizione
del campo gravitazionale presente nel sistema solare, dall'altra essa ha un
carattere universale nel senso che non dipende dal tipo di stella considerata ma
unicamente dalla sua massa. A parit di essa, il campo gravitazionale di una
stella di neutroni o del Sole,  lo stesso cos come sarebbe lo stesso per un
punto ideale dotato della stessa massa.
Il problema, per, si complica quando dallo spazio esterno alla massa, si
passano a considerare regioni sempre pi vicine a quest'ultima fino ad arrivare
ad un evidente assurdo quando si considera una distanza critica direttamente
proporzionale alla massa gravitazionale dell'oggetto considerato.
Questa distanza critica viene oggi definita come raggio di Schwarzschild e per
una massa simile a quella del Sole, ammonta ad una sfera con un raggio di 3 km.
Senza saperlo Schwarzschild aveva riscoperto le conclusioni delle ipotesi
settecentesche di Laplace e Mitchell.
Tuttavia la difficolt di descrivere il campo gravitazionale al di sotto del
raggio di Schwarzschild, fece s che per molto tempo esso rimanesse poco pi che
una curiosit teorica sorta dalla relativit generale. Finalmente, nel 1950, D.
Finkelstein prov che il comportamento paradossale delle usuali coordinate di
spazio e tempo, era un semplice incidente matematico. L'uso di nuove e pi
adatte coordinate restituiva senso fisico al problema della singolarit posto da
Schwarzschild.
Anche dal punto di vista astronomico, l'idea di una stella che potesse
collassare entro una sfera di pochi chilometri di raggio, risultava piuttosto
difficile da accettare e, soprattutto dopo un impressionante lavoro del fisico
giapponese Y. Hagihara, i teorici tornarono ad interessarsi principalmente delle
caratteristiche dello spazio esterne al raggio critico.
Non tutti, per. Nel 1920 A. Anderson si chiese cosa sarebbe accaduto ad una
stella di dimensioni vicine a quelle del suo raggio di Schwarzschild e la sua
risposta fu una ripetizione quasi perfetta delle conclusioni di Laplace e
Mitchell.
Nel frattempo, la nascita e lo sviluppo della meccanica quantistica, aveva messo
a disposizione dei teorici una serie di strumenti con i quali prevedere il
comportamento di stati estremi della materia e le ipotesi di un corpo dalla
enorme densit eppure esistente, tornarono ad affacciarsi alla mente dei fisici.
Un punto di vista contrario era quello di Sir A. Eddington, uno dei pi tenaci
ed efficaci estimatori della relativit generale che in merito affermava: penso
che debba esistere una legge di Natura che impedisca ad una stella di
comportarsi in un modo cos assurdo!
Il grande scienziato inglese fu sempre convinto di ci, e sostenne tale tesi
anche all'Unione astronomica internazionale del 1935. A questa riunione
partecipava anche un giovane fisico dal promettente futuro: S. Chandrasekhar che
domand al presidente della riunione di poter contestare il punto di vista di
Eddington. Il permesso gli venne rifiutato: lo scienziato inglese era troppo
famoso per poter essere contraddetto!
Ma i tempi erano comunque maturi per una rivisitazione in chiave moderna delle
antiche idee di Laplace e Mitchell.
Nel 1939, R. Oppenheimer (1904-1967) e H. Snyder, sempre con le equazioni della
relativit generale, riuscirono a dare una soluzione analitica al problema del
collasso sferico al di sotto del raggio di Schwarzschild.
Bisogner aspettare comunque ancora molti anni perch a tale soluzione venga
assegnato un nome comprensibile anche ai non addetti ai lavori. Ci accadde il
29 dicembre del 1967, durante una conferenza tenuta a New York, dal fisico
americano J. A. Wheeler che coni per la prima volta il fortunato nome di buco nero.
Con questo termina l'excursus storico sull'idea della quale passeremo ora ad
analizzare l'aspetto fisico. Prima per ricapitoliamo i punti chiave stabiliti
fin qui:
- La gravit  la forza dominante nella vita di una stella. Essa 
particolarmente importante durante le fasi di non equilibrio, ovvero quando non
vi  alcuna forza interna in grado di contrastarne l'azione. Ci avviene durante
le fasi iniziali e finali dell'evoluzione stellare.
- Durante il periodo di sequenza principale, essa  controbilanciata dalla
pressione interna sviluppata dalle reazioni termonucleari che trasformano
idrogeno in elio per stelle di massa pari a quella solare o a quelle del ciclo
carbonio-azoto-ossigeno per stelle di massa maggiore.
- Esaurito il combustibile nucleare la stella contrae il proprio core ed espande
i suoi strati superficiali. Diviene cio una gigante rossa.
- Alla ricerca di nuove configurazioni stabili di equilibrio, la gigante rossa,
dopo un breve (su scala astronomica) periodo di instabilit, si libera di parte
della propria massa espellendo gradualmente i suoi strati superficiali (nebulosa
planetaria) o in maniera esplosiva coinvolgendo anche il core (supernova).
- Le configurazioni finali d'equilibrio dipendono dalla massa rimasta dopo i
fenomeni di espulsione: se la massa  inferiore a 1.4 masse solari la stella
termina la sua esistenza come nana bianca. Se la massa supera questo limite, la
stella si tramuter in una pulsar, ovvero in una stella di neutroni in rapida
rotazione attorno al proprio asse.
- Se la massa supera le 3 masse solari, non esiste nessuna forza in grado di
arrestarne la contrazione. La stella in contrazione termina il proprio collasso
in un buco nero.
A questo punto sono opportune alcune considerazioni:
1. molte stelle presenti nella nostra galassia hanno masse superiori a tre masse
solari;
2. i tempi di esaurimento del combustibile nucleare all'interno delle stelle
sono molto pi brevi dell'et dell'Universo.
Ci significa che nell'Universo i buchi neri dovrebbero essere piuttosto
numerosi, tenendo conto che possono formarsi anche mediante processi che non
necessitano di stelle in contrazione.
Buchi neri con masse dell'ordine da 100 a 107 masse solari potrebbero formarsi
dal collasso non di una singola stella ma di un intero ammasso stellare, cos
come potrebbero esistere buchi neri microscopici, troppo leggeri per collassare
sotto il proprio peso, ma spinti in tale configurazione dalle pressioni
inimmaginabili presenti nei primi istanti di vita dell'Universo.
Partendo da queste considerazioni proviamo a entrare nel regno dei buchi neri,
sperando di venirne fuori con le idee un po' pi chiare.

2. Definizione di buco nero.
Un buco nero  una regione di spaziotempo all'interno della quale la gravit 
talmente intensa da impedire la fuga di qualsiasi forma di materia ed energia,
compresa la luce.
Nella sua formazione non  determinante soltanto la massa del corpo ma anche il
volume entro cui questa  collocata. Questo significa che possono esistere buchi
neri di diversa grandezza, piccoli come atomi o enormi come interi sistemi
planetari, e di densit non necessariamente enorme anche in confronto con quella
terrestre. Un buco nero, per esempio, derivante dal collasso di una massa pari a
107 masse solari (derivante dal collasso di un insieme di stelle) avrebbe una
densit 100 volte inferiore a quella dell'acqua.
Un buco nero deforma lo spaziotempo che lo circonda in maniera tanto pi marcata
quanto maggiore  la sua compattezza, grandezza quest'ultima determinata dal
rapporto tra il raggio del corpo e il suo raggio critico o raggio di
Schwarzschild. Se il corpo crolla al di sotto di quest'ultimo, il corpo
collassante scompare per formare un buco nero. Una volta che la stella 
crollata al di sotto del suo raggio di Schwarzschild, non esister nessuna forza
in grado di arrestarne il collasso.
Vediamo pi in dettaglio la sequenza degli eventi che portano a tale evento.
- Immaginiamo di osservare una stella alla fine della sua evoluzione. Il suo
combustibile nucleare  prossimo all'esaurimento. Poco prima che inizi il
collasso gravitazionale, la struttura dello spaziotempo circostante non 
particolarmente alterata dalla presenza della stella, e i fotoni provenienti
dalla sua superficie sono emessi radialmente in ogni direzione, essendo lo
spaziotempo praticamente piatto.
- La pressione di radiazione si spegne del tutto. Non pi contrastata da nessuna
forza, la gravit comprime gli strati pi esterni verso quelli pi interni e il
raggio iniziale si avvicina al valore del raggio critico, determinato dal volume
occupato dalla stella prima del collasso. La stella diviene pi compatta e lo
spaziotempo circostante aumenta la propria curvatura. I fotoni che prima erano
emessi radialmente in ogni direzione, sono costretti a seguire l'aumentata
curvatura dello spaziotempo.
- Quando il raggio in contrazione  vicino a 1.5 volte il raggio di
Schwarzschild, la curvatura dello spaziotempo  talmente marcata che la maggior
parte dei fotoni emessi dalla superficie della stella ricadono su di essa e
soltanto pochi riescono ancora (a causa della direzione di emissione) a fuggire
verso lo spazio esterno. Abbiamo una specie di fontana di luce nella quale solo
l'acqua emessa dal getto centrale riesce a raggiungere una certa distanza,
mentre quella emessa dai getti laterali ricade vicino a quello centrale.
- Quando il raggio della stella cade al di sotto di quello critico, il cono di
luce di ciascun fotone che  andato restringendosi con l'aumento della curvatura
dello spaziotempo, si chiude del tutto e nessun fotone  in grado di lasciare la
relativa zona dello spaziotempo ormai completamente chiusa su se stessa. Si 
formato un buco nero.
Tra i fotoni che possono ancora lasciare la superficie della stella e quelli che
non possono farlo, ne esisteranno alcuni, per cos dire critici, nel senso che
essi non potranno abbandonare la loro posizione n verso l'esterno n verso
l'interno e saranno condannati a viaggiare eternamente in direzione tangenziale
alla superficie curva dello spaziotempo. Questi fotoni limite costituiscono il
cosiddetto orizzonte degli eventi, orizzonte che ha esattamente il raggio di
Schwarzschild.
L'orizzonte degli eventi  la prima strana caratteristica di un buco nero:
contrariamente a quanto accade sulla Terra dove l'orizzonte dipende
dall'osservatore, l'orizzonte di un buco nero  assoluto, non dipende, cio,
dalla distanza dell'osservatore. Esso divide nettamente gli eventi in due
categorie: quelli che accadono al suo esterno e quelli che accadono al suo
interno. Il destino delle due categorie  radicalmente diverso. Per capire
meglio questo punto si  soliti ricorrere ad un diagramma.
Il diagramma mostra la storia completa del collasso di una stella sferica fino
alla formazione di un buco nero con la relativa singolarit.
Le dimensioni spaziali sono misurate sul piano mentre il tempo  rappresentato
da una retta verticale orientata verso l'alto.
Il centro della stella si trova a r=0. A causa della soppressione di una delle
tre dimensioni spaziali, la superficie della stella in un dato istante ha la
forma di un'ellisse. La curvatura deilo spaziotempo  mostrata dai coni di luce
relativi ad ogni raggio di luce che abbandona la stella.
Lontano dal campo gravitazionale essi sono praticamente verticali poich lo
spazio tempo  piatto, ma man mano che ci si avvicina alla stella collassata,
essi si stringono e s'inclinano a causa dell'aumentata curvatura.
Sulla superficie critica di raggio r=2M, i coni di luce sono ruotati di 45 gradi
e una delle generatrici diventa verticale, consentendo un'unica direzione per i
segnali al loro interno: quella verso il buco nero.
Questo  l'orizzonte degli eventi, il limite di un buco nero. Oltre questo
limite, la materia continua il collasso verso la singolarit di volume nullo e
densit infinita, posta a r=0.
L'emissione dei segnali luminosi a E1, E2, E3, E4 verso un osservatore distante
 discussa nel testo.
Questo diagramma mostra la formazione di un buco nero dal collasso
gravitazionale di una stella. Sono rappresentate due dimensioni spaziali e una
temporale. Il centro della stella in contrazione si trova a r=0 e la sua
superficie ad ogni istante (normalmente di dimensioni sferiche)  ridotta ad
un'ellisse decrescente perch  stata soppressa una dimensione spaziale. La
curvatura dello spaziotempo  descritta come in ogni diagramma di questo tipo,
dai coni di luce.
Essendo lo spaziotempo praticamente piatto a grandi distanze dalla stella, i
coni di luce di queste regioni sono verticali ma appena ci si avvicina alla
stella in contrazione, a causa dell'aumento della velocit, essi prendono a
stringersi e ad inclinarsi verso la regione deformata, seguendo l'aumentata
curvatura dello spaziotempo.
Quando i coni di luce raggiungono l'orizzonte degli eventi, le loro direttrici
diventano praticamente verticali e, ricordando che sono possibili solo
traiettorie interne ai coni, a partire da queste regioni i fotoni non possono
far altro che viaggiare verso l'interno del buco nero.  possibile una sola
direzione: dall'esterno all'interno.
 in queste caratteristiche che risiede la spiegazione dello strano termine,
inventato da A. Wheeler: un buco nero  nero perch la luce non pu abbandonarlo
e buco perch la materia pu solo entrarvi.
La figura precedente mostra anche un'altra strana caratteristica di questi
oggetti unici nell'Universo.
I raggi di luce provenienti dagli eventi E1, E2, E3 e E4, lasciano la stella in
contrazione e arrivano ad un osservatore posto a grande distanza dalla stessa.
La sua linea d'Universo (che  un modo per rappresentare l'esistenza di un
osservatore)  una retta, in quanto, a causa della sua grande distanza dal buco
nero, lo spaziotempo in quella regione  piatto. Come si pu vedere dalla
figura, i raggi di luce provenienti dagli eventi in progressivo avvicinamento al
buco nero, sono sempre pi incurvati e impiegano sempre pi tempo ad arrivare
all'osservatore distante. Per quest'ultimo il tempo, tra un evento e l'altro,
risulta dilatato fino a divenire praticamente infinito per l'evento E4 che segna
il raggiungimento della superficie della stella al suo raggio di Schwarzschild.
In altre parole, per l'osservatore distante, la superficie della stella 
eternamente congelata sull'orizzonte degli eventi. Se al posto della superficie
della stella, immaginiamo un incauto astronauta, i suoi gesti (visti da un
osservatore lontano dalla zona incurvata dello spaziotempo) risulteranno
progressivamente rallentati fino ad apparire completamente bloccati in un ultimo
segno di saluto. Anche quando avr da tempo attraversato l'orizzonte degli eventi.
A causa di questo caratteristico rallentamento riguardante la luce proveniente
dall'orizzonte degli eventi, i buchi neri vengono anche chiamati stelle congelate.

3. Chi si muove  perduto!
Mentre nel caso delle nane bianche e delle stelle di neutroni, l'esistenza di
una superficie solida sorretta dalle pressioni degeneri di elettroni o neutroni,
 in grado di arrestare il collasso; nei buchi neri questa superficie non esiste
e il collasso verso un punto centrale  totale. Cosa esista fisicamente al
centro di un buco nero  ancora argomento di discussione, ma su un aspetto tutti
concordano: al centro di un buco nero giace una singolarit, ovvero una zona
dello spaziotempo in cui sono sospese le normali leggi fisiche vigenti
nell'Universo al di fuori dell'orizzonte degli eventi. Dato il mistero di questa
regione, supponiamo che un osservatore interno all'orizzonte degli eventi
intenda evitarla e, dando fondo ad ogni energia immaginabile, cerchi di
allontanarsi da essa. Qualunque fosse la velocit raggiunta, i suoi sforzi
sarebbero inutili perch all'interno di un buco nero  l'intera geometria dello
spaziotempo ad essere in movimento e con una direzione che conduce
inevitabilmente verso la singolarit. Questo perch, in un buco nero, lo spazio
e il tempo si scambiano di ruolo!
Ricordiamo che nell'Universo, per cos dire normale,  possibile muoversi in tre
dimensioni e in qualsiasi direzione: avanti e indietro, a destra e a sinistra,
in alto e in basso, mentre per il tempo  possibile un'unica direzione: dal
passato al futuro. All'interno di un buco nero questo non  pi vero: la
deformazione dello spaziotempo e la conseguente inclinazione dei coni di luce di
un qualsiasi evento,  tale che i due tipi di coordinate si ribaltano
completamente! In questa zona  la coordinata spaziale a risultare costantemente
puntata verso la singolarit e a possedere quella caratteristica unidirezionale
che, nel mondo esterno, appartiene alla coordinata temporale! Tutto questo
significa che non vi  modo di sfuggire alla singolarit che giace al centro
dato che la coordinata spaziale punta costantemente verso di essa e muoversi
rapidamente significa solo accelerare la propria fine.
Lo scambio di ruoli tra spazio e tempo all'interno di un buco nero deve essere
valutato con molta attenzione in quanto pu facilmente generare una serie di
equivoci, primo tra tutti la possibilit che un buco nero sia una specie di
macchina del tempo. Se il tempo al suo interno si comporta come lo spazio al suo
esterno,  ipotizzabile che si possa percorrerlo anche in senso contrario,
violando quindi la legge di causalit.
Ci non  esatto perch l'unico tempo che ha un senso fisico reale  il
cosiddetto tempo proprio, ovvero il tempo segnato da un orologio in caduta
libera verso la singolarit: tempo, quest'ultimo, che aumenta man mano che la
distanza dalla singolarit diminuisce. In altre parole, anche all'interno del
buco nero, il tempo misurato da un osservatore in caduta libera verso il centro
scorre nella consueta direzione: dal passato al futuro con, per, la
particolarit che, in questi casi, il futuro ha una fine! Quella segnata dalla
singolarit.

4. Come vedere un buco nero.
Le singolari propriet di un buco nero impongono una comprensibile cautela
riguardo la loro effettiva esistenza fisica, e risulta quindi fondamentale
accertarne la presenza nell'Universo. Tuttavia, per la loro stessa definizione,
i problemi osservativi posti dai buchi neri, sono di complessa soluzione.
Osservare un buco nero sembra essere una contraddizione in termini.
Tuttavia l'assenza di radiazione luminosa non  una caratteristica che
appartiene unicamente ai buchi neri. Nell'Universo sono molti i cosiddetti corpi
oscuri: basti pensare ai pianeti i quali, non possedendo fonti di energia
interna, non emettono altra radiazione luminosa che quella ricevuta dall'esterno
e successivamente riflessa.
Anche un buco nero riceve radiazione luminosa che per, contrariamente a quanto
avviene per i pianeti, viene inghiottita dal forte campo gravitazionale che lo
circonda. Tuttavia l'efficienza di questo assorbimento dipende dalla distanza
alla quale la radiazione transita. La curvatura dello spaziotempo, infatti,
diminuisce all'aumentare della distanza. Ci significa che parte della
radiazione, seppur deviata dalla direzione originale, non  destinata a
scomparire all'interno del buco ma possiede ancora energia sufficiente a vincere
l'effetto gravitazionale del buco nero.
Mentre i raggi diretti centralmente verso il buco nero sono tutti catturati dal
pozzo gravitazionale, due di quelli pi esterni, dopo essere stati fortemente
curvati, se ne allontanano uno a 90 gradi e uno a 270 gradi: ci significa che 
possibile illuminare un buco nero, ottenendo una sua immagine composta da una serie
di punti luminosi posti ad una precisa distanza dall'oscuro corpo centrale. Si
parla di una serie di punti, invece che di due, perch tra queste due posizioni
estreme vi  tutta una serie di spot intermedi e d'intensit sempre minore a
causa della diversa deviazione cui sono sottoposti i raggi originariamente
paralleli.
Ovviamente, perch un buco nero possa essere illuminato ed essere osservato
nella forma appena descritta,  necessario che nelle vicinanze vi sia una
qualche sorgente di radiazione ed  altrettanto ovvio che le sorgenti pi comuni
di radiazione sono le stelle. Tuttavia se un buco nero orbitasse attorno a una
stella, l'intensit luminosa di quest'ultima sovrasterebbe del tutto i piccoli
punti luminosi creati dalla deviazione differenziale della radiazione incidente
sul buco nero.  necessaria quindi una sorgente di radiazione di bassa
intensit e sufficientemente estesa, in modo che la radiazione proveniente dalle
sue parti pi esterne venga solo deviata e non catturata dal buco nero.
Ottimali, sotto questo aspetto, sono i cosiddetti dischi di accrescimento,
simili come forma agli anelli di Saturno ma dai quali si differenziano
fisicamente per la presenza di processi energetici. Processi totalmente assenti
negli anelli planetari.
Un disco di accrescimento  costituito da materiale in orbita attorno ad un
corpo massiccio centrale e posto ad una distanza tale da mantenerlo in
equilibrio. Nel caso degli anelli di Saturno, il materiale (ghiaccio e polvere)
 freddo e rilevabile solo attraverso la radiazione solare riflessa che vi
incide sopra. Al contrario, nel caso di un disco di gas orbitante attorno a un
buco nero, il moto di caduta verso quest'ultimo lo riscalda portandolo a
temperature tali da farlo divenire una fonte indipendente di radiazione.
Naturalmente il disco d'accrescimento si trova in una zona dello spaziotempo
fortemente deformata, e ci comporta qualche sorpresa nell'immagine composta
dalle radiazioni provenienti da zone con diversa curvatura.
Torniamo al caso di Saturno: i suoi anelli si trovano in uno spaziotempo piatto
e, in base alle leggi della gravitazione newtoniana, non possono assumere che
una forma ellittica. Diverso  il caso di un disco d'accrescimento attorno a un
buco nero: in tale situazione vi saranno dei raggi deviati in direzioni
praticamente opposte e l'immagine risultante si divider in due: un'immagine
primaria dovuta alla radiazione proveniente dalla faccia superiore del disco e
che risulta deviata meno di 180 gradi, e un'immagine secondaria proveniente dalla
parte inferiore. La sorpresa sta nel fatto che, per quanto riguarda la
radiazione proveniente dalla faccia superiore, essa permette di osservare tutta
la superficie del disco di accrescimento comprese quelle zone che, in condizioni
normali, sarebbero occultate dalla presenza del corpo attorno cui il disco  in
orbita. Non solo: le diverse zone del disco di accrescimento hanno un'intensit
luminosa diversa. Le parti pi interne, quelle pi vicine al buco nero, sono le
pi luminose a causa dell'alta temperatura cui giunge il gas man mano che
scompare nel corpo centrale, mentre quelle pi esterne hanno una temperatura, e
quindi una luminosit, pi bassa. Nessuna radiazione proviene, invece, dalle
regioni pi interne del disco, comprese tra le ultime propaggini del gas e il
buco nero: questo perch la curvatura dello spaziotempo in questa zona  tale da
proibire un possibile contatto tra il disco di accrescimento e la superficie del
buco nero rappresentata dall'orizzonte degli eventi. Quando il gas supera il
raggio di Schwarzschild, esso scompare semplicemente all'interno del buco nero
senza aver il tempo di emettere alcun tipo di radiazione verso l'esterno.

5. Buchi neri rotanti.
La massa  la responsabile del destino finale di una stella ma anche la
rotazione gioca un ruolo importante. In fisica esiste una legge fondamentale la
quale stabilisce che se un corpo rotante diminuisce le proprie dimensioni, esso
deve inevitabilmente aumentare la velocit di rotazione attorno al proprio asse.
 la legge della conservazione del momento angolare.
Il modello di buco nero cui abbiamo finora fatto riferimento,  un modello che
prende in considerazione una stella sferica e statica (modello di Schwarzschild)
ma, in natura, stelle rispondenti ad una simile idealizzazione non esistono.
Tutte, seppur con velocit diverse, ruotano attorno al proprio asse come
testimonia il diverso grado di schiacciamento ai loro poli.
Nel 1962, il fisico neozelandese Roy Kerr scopr le soluzioni delle equazioni di
Einstein per un campo gravitazionale provocato da una massa rotante, e quindi
mentre il modello di Schwarzschild descrive una stella sferica e statica, quello
di Kerr descrive la formazione di un buco nero da parte di una stella rotante.
La prima importante differenza tra i due modelli sta nel fatto che, nel caso di
un buco nero rotante, tutti i punti dell'orizzonte degli eventi ruotano con la
stessa velocit angolare. Naturalmente questa velocit angolare deriva
direttamente da quella che la stella possedeva prima del collasso e quindi non
pu avere un valore qualsiasi. Una stella con una velocit angolare troppo
elevata, al momento della contrazione, si frantumerebbe a causa della forza
centrifuga. Il rispetto della legge di conservazione del momento angolare
stabilisce quindi l'esistenza di un valore critico per la velocit angolare,
superato il quale non si potrebbe formare alcun orizzonte degli eventi ma
soltanto quella che viene chiamata una singolarit nuda, ovvero una singolarit
non separata dal resto dell'Universo.
Il valore critico del momento angolare,  stabilito dall'equilibrio tra la forza
gravitazionale e la forza centrifuga, e ci si realizza quando l'orizzonte degli
eventi ruota alla velocit della luce. Un tale buco nero viene chiamato buco
nero massimo e avrebbe un campo gravitazionale nullo sull'orizzonte degli eventi.
La rotazione di un buco nero comporta delle conseguenze anche per lo spaziotempo
che, oltre ad essere deformato, verrebbe anche trascinato nella rotazione. La
relativit generale prevede un simile effetto sullo spaziotempo per qualsiasi
massa rotante (Effetto di Lense-Thirring) ma solo nel caso dei buchi neri questo
effetto diviene apprezzabile.
Un buco nero rotante avvita nella sua rotazione lo spaziotempo creando un gorgo
molto simile a quello descritto in un racconto dello scrittore E. A. Poe, dove
un'imbarcazione viene rapidamente risucchiata al centro di un gigantesco vortice
(maelstrom) formatosi nell'oceano. Nel caso di un buco nero rotante il ruolo
giocato dall'acqua  ricoperto dallo spaziotempo che, non solo devia dalla
direzione verticale i coni di luce degli eventi, ma li ruota anche nello stesso
verso di rotazione del buco nero in una spirale che segna il cosiddetto limite
statico, e che indica un'altra importante differenza con il modello statico di
Schwarzschild.
In quest'ultimo, infatti,  presente un unico orizzonte degli eventi, mentre nel
modello di Kerr l'orizzonte degli eventi vero e proprio  una seconda regione
limite dove, come nel caso statico, i coni di luce sono completamente orientati
verso la singolarit centrale.
L'orizzonte degli eventi, nel modello di Kerr,  situato all'interno del limite
statico e lo tocca ai poli: queste due regioni hanno due diversi significati.
Il tempo appare congelato sul limite statico, ma  solo sull'orizzonte degli
eventi che la materia  definitivamente intrappolata all'interno del buco nero.
J. Wheeler ha coniato per la regione tra il limite statico e l'orizzonte degli
eventi, il termine di ergosfera in quanto  teoricamente possibile estrarre
energia dalla materia eventualmente presente in essa.
Come si vede la struttura interna di un buco nero rotante  pi complessa di
quella del caso statico, e ci si riflette anche nella forma della singolarit:
l dove vi era un punto privo di dimensioni ora appare un anello piatto che 
possibile attraversare!
La presenza di un secondo orizzonte degli eventi scherma le regioni tra i due
orizzonti degli eventi dagli effetti della singolarit centrale ad anello, per
cui anche nel modello di Kerr la singolarit  ben nascosta all'interno del buco
nero. Tuttavia nel caso di un aumento del momento angolare, i due orizzonti
tendono a convergere fino a scomparire nel caso di un buco nero massimo,
rivelando cos la singolarit centrale.

6. I buchi neri calvi.
Indubbiamente la struttura di un buco nero e la teoria che ne regola il
comportamento (la relativit generale) non  di facilissima lettura, tuttavia la
struttura interna di un buco nero  enormemente pi semplice di quella di un
qualsiasi modello stellare. A confronto con stelle di dimensioni e processi
energetici variabili nelle diverse fasi dell'evoluzione stellare, un buco nero
appare di una semplicit disarmante.
Illuminante, a tale proposito,  la metafora di J. Wheeler la quale afferma che
i buchi neri non hanno capelli, intendendo con ci sottolineare che un buco nero
non ricorda la complessit del corpo (il colore dei capelli, nella metafora) da
cui ha avuto origine e quindi, indipendentemente dalla struttura del corpo da
cui prende origine, presenta sempre lo stesso aspetto. Aspetto che dipende
essenzialmente dalla massa e dal momento angolare. A rigore dovremmo aggiungere
anche la carica elettrica, ma i suoi effetti sulla dinamica dei buchi neri 
trascurabile.
In conclusione tutte le specie stellari sono riconducibili a soli quattro
modelli di buchi neri:
- il modello di Schwarzschild, derivante da una stella perfettamente sferica e
statica e in cui la grandezza determinante  la massa;
- il modello di Reissner e Nordstrom, derivante da una stella sferica, statica e
dotata di carica elettrica;
- il modello di Kerr, derivante da una stella rotante ma neutra elettricamente;
- il modello di Kerr-Newman, derivante da una stella rotante e carica
elettricamente.
A tutti gli effetti il modello che pi di ogni altro descrive la formazione di
un buco nero reale  quello di Kerr.
Altra considerazione da sottolineare  il diverso ruolo giocato dalla massa da
una parte e dal momento angolare e dalla carica dall'altro. Mentre per la massa
non si pone nessun limite, la stessa cosa non vale per le altre due grandezze
che, invece, presentano limiti oltre i quali non  possibile la formazione di un
orizzonte degli eventi (interno, nel modello di Kerr) che protegga il resto
dell'Universo dalla presenza della singolarit posta nel cuore del buco nero.
Ma perch l'Universo dovrebbe essere protetto dalla singolarit? Per rispondere
a questa domanda dobbiamo inoltrarci verso il cuore del Nulla e tornare ad
esaminare la struttura dello spaziotempo.

V. Ponti nell'Universo.
1. Una rappresentazione dello spaziotempo.
Lo spaziotempo della relativit generale viene spesso indicato con il termine
misterioso di cronotopo, ad indicare le sue quattro dimensioni (3 spaziali pi
1 temporale).
Tuttavia nonostante tale termine abbia un ben preciso significato matematico, la
sua visualizzazione presenta dei problemi per il semplice motivo che lo spazio
in cui viviamo possiede soltanto tre dimensioni.
Le difficolt e le sensazioni di esseri viventi in spazi con diverse dimensioni
 stato genialmente affrontato in un romanzo, scritto nel 1884, dal reverendo E.
Abbot dal titolo Flatlandia. Scritto per gli allievi del reverendo al fine di
riconciliarli con lo studio della geometria, esso descrive il mondo e le
esperienze di esseri confinati in due sole dimensioni. Cos descrive il proprio
mondo il protagonista (un quadrato): Immaginate un vasto foglio di carta su cui
delle linee rette, dei triangoli, dei quadrati, dei pentagoni e degli esagoni e
altre figure geometriche, invece di restare ferme al loro posto, si muovano qua
e l, liberamente, sulla superficie o dentro di essa ma senza potersene
sollevare e senza potervisi immergere, come delle ombre, insomma... consistenti
per, e dai contorni luminosi. Cos facendo avrete un'idea abbastanza corretta
del mio paese e dei miei compagni. Ahim, ancora qualche anno fa avrei detto:
del mio Universo, ma ora la mia mente si  aperta a pi alta visione delle cose.
A un certo punto il quadrato entra in contatto con un alieno proveniente da una
dimensione, la terza, di cui egli ignorava l'esistenza e di cui i dotti del suo
mondo negavano persino la possibilit.
L'irruzione dell'essere tridimensionale nel mondo di Flatlandia  un suggestivo
esempio di cosa potrebbe accadere se un essere vivente in un'altra dimensione
decidesse di irrompere nel nostro mondo tridimensionale.
Nel racconto, l'essere tridimensionale tenta di convincere della sua esistenza
il riottoso quadrato spostandosi verticalmente, quindi in una dimensione
spaziale a lui sconosciuta.
Il quadrato cos racconta la sconvolgente esperienza: ...il rozzo disegno che ho
dato sopra mostrer chiaramente ad ogni bambino della Spacelandia che la Sfera
(l'intruso tridimensionale), passando, nel suo moto ascensionale, per le tre
posizioni col indicate, doveva per forza manifestarsi a me, o qualunque altro
abitante della Flatlandia, sotto forma di Circolo, prima grande poi piccolo, e da
ultimo piccolissimo, quasi della misura di un Punto. Ma, sebbene avessi i fatti
davanti a me, le cause mi erano pi oscure che mai. Tutto quanto potei afferrare
fu che il Circolo era diventato pi piccolo e che finalmente era svanito, e che
adesso era ricomparso e stava rapidamente facendosi pi grosso.
In questa descrizione c' la soluzione per rappresentare un modello di spazio di
dimensioni sconosciute in uno spazio noto: essa consiste nell'immergere lo
spazio che s'intende rappresentare in uno spazio con una dimensione in pi: un
cerchio (figura ad una dimensione) pu essere visualizzato su un piano, ovvero
in uno spazio a due dimensioni, la superficie di una sfera (con due dimensioni)
in uno spazio tridimensionale. Nulla vieta, quindi, di estrapolare il
procedimento ad uno spazio quadrimensionale: l'unico problema  che uno spazio
pentadimensionale (a cinque dimensioni)  ancora pi difficile da immaginare di
quello con soltanto quattro dimensioni! Fortunatamente, per, possiamo ricorrere
ad alcune semplificazioni che, se riducono la precisione del modello, hanno per
l'indubbio vantaggio di darci un modello visivo di ci che intendiamo
rappresentare.
La prima semplificazione sta nel considerare lo spaziotempo come uno spazio
statico, ovvero uguale a se stesso ad ogni istante: questo significa che ogni
sua sezione temporale conterr le caratteristiche dell'intera struttura.
La seconda semplificazione sta nel considerare lo spaziotempo sferico in modo da
poter riferirsi ad una sua sezione equatoriale, ovvero a una sezione che lo
attraversi al centro.
Con queste semplificazioni  possibile rappresentare una sezione dello
spaziotempo quadrimensionale (reso in tal modo bidimensionale) nel nostro spazio
tridimensionale senza perdere nessuna informazione globale originaria.
Quale sar dunque la forma dello spaziotempo quadrimensionale nell'intorno di
una stella come il nostro Sole? Essendo la geometria statica, sia al di fuori
che all'interno della stella, le sezioni equatoriali istantanee saranno tutte
uguali e somigliano molto a ci che si potrebbe vedere nel caso di una massa
poggiata su un telo elastico. Le regioni all'esterno della stella che si
estendono all'infinito sono regioni praticamente piatte mentre, man mano che ci
si avvicina alla stella, lo spaziotempo si incurva e la sua forma dipende dalla
struttura della stella, restando comunque molto simile alla forma di una
semisfera.
Nel caso del Sole, che non  ancora collassato al di sotto del proprio raggio di
Schwarzschild, questo si trover all'interno della nostra stella e nello
spaziotempo non  presente nessuna singolarit che possa interrompere la
curvatura dello spaziotempo.
Con questi nuovi strumenti riguardanti la rappresentazione visiva dello
spaziotempo possiamo ora accingerci ad esplorare lo spaziotempo in prossimit ed
oltre un buco nero.

2. Lo spaziotempo dentro e fuori un buco nero.
Se applichiamo le tecniche di rappresentazione dello spaziotempo al caso di un
buco nero perfettamente sferico, quello che si ottiene  un tunnel di forma
paraboidale che congiunge due diverse e perfettamente simmetriche zone dello
spaziotempo, in cui un raggio di luce che cada oltre l'orizzonte degli eventi
del buco nero superiore riemerger dal secondo.
Ma un buco nero non permette nessuna fuoriuscita n di materia n di radiazione,
e quindi una emissione di radiazione da parte del buco nero inferiore sembra
essere un evidente paradosso. Tuttavia se consideriamo che nel buco nero
inferiore, la materia e la radiazione hanno un comportamento del tutto
simmetrico a quello presentato nel buco nero superiore, il paradosso si risolve:
l dove materia e radiazione erano costrette ad entrare, qui non possono altro
che riemergere! Il buco nero superiore ha, nell'analogo inferiore, una
controparte speculare: un buco bianco! A questo punto sorge spontanea una
domanda: si tratta di due buchi appartenenti allo stesso Universo o a due
Universi diversi?
Per risolvere questo dubbio dobbiamo ricordarci che la nostra migliore teoria
gravitazionale (la relativit generale)  una teoria locale, nel senso che
descrive correttamente la curvatura di una ben definita zona dello spaziotempo,
ma non quella dell'intero Universo. Ci significa che per la relativit generale
le due zone dello spaziotempo, seppure separate, appartengono allo stesso
Universo.
Lo spaziotempo, tranne che nelle immediate vicinanze di grandi masse, 
praticamente piatto, e ci significa che il ponte tra il buco nero e il suo
speculare bianco, non dovrebbe essere curvo tranne che sui due fori. Un ponte
allungato (un ponte di questo tipo  chiamato ponte di Einstein-Rose) a
qualsivoglia distanza tra le sue due origini: un wormhole come  stato definito
da J. Wheeler, letteralmente un buco di tarlo!
Questa particolare forma dello spaziotempo, dal momento della sua divulgazione,
ha scatenato l'entusiasmo degli scrittori di fantascienza che hanno visto in
essa la conferma, per il momento solo teorica, di quei viaggi nell'Universo che
le distanze e la limitatezza della velocit della luce, sembravano
tassativamente proibire. Supponendo, infatti, di riuscire ad evitare gli effetti
distruttivi della forza di gravit all'interno di un buco nero,  possibile
pensare ad un viaggio che sfrutti un buco nero in modo da riemergere da un suo
omologo bianco posto anche a grandissime distanze.
Resta comunque un problema che sembra inficiare questa entusiasmante
possibilit: tutte le traiettorie interne ad un buco nero terminano
inesorabilmente su una singolarit, l dove termina il concetto stesso di
futuro. I viaggi tra i buchi neri sono possibili quindi solo se esiste un modo
per evitare di finire sulla singolarit che si annida al loro centro.

3. I diagrammi di Kruskal.
Siamo quindi costretti ad affrontare lo spinoso problema della singolarit dei
buchi neri. Problema di non facile soluzione in quanto le normali tecniche di
rappresentazione che ricorrono all'immersione dello spaziotempo in una variet
dimensionale pi ampia, sono applicabili solo per zone dello spaziotempo al di
fuori di un buco nero e non consentono di rappresentare la singolarit centrale.
Una tecnica alternativa  costituita da una rappresentazione matematica ideata
nel 1960 da M. Kruskal e che fa uso dei suoi omonimi diagrammi.
Impossibile in poche righe descrivere tutti i dettagli di questa tecnica n
tantomeno la sua giustificazione teorica, per cui ci limiteremo a descriverli
consigliando i pi curiosi di consultare i titoli della bibliografia posta alla
fine del presente libro.
I diagrammi di Kruskal sono essenzialmente dei diagrammi spaziotemporali nei
quali vengono impiegate al posto delle familiari coordinate di spazio e tempo,
delle pi adeguate coordinate curvilinee.
Mediante queste nuove coordinate, la geometria dello spaziotempo 
rappresentabile su un piano nel quale  imposta la condizione che i coni di luce
debbano rimanere rigidi.
Ricordiamo che in uno spaziotempo piatto, privo di gravit, i coni di luce di
tutti gli eventi sono paralleli tra loro e con le generatrici poste sempre ad un
angolo di 45 gradi. Nel caso sia presente un campo gravitazionale, i coni iniziano a
deformarsi e a ruotare in misura tanto maggiore quanto pi intenso  il campo
gravitazionale.
Nei diagrammi di Kruskal si impone ai coni dello spaziotempo di rimanere
paralleli gli uni agli altri come nel caso di assenza di gravit. Simili
restrizioni sono frequenti nelle tecniche di geometria proiettiva e nelle
relative proiezioni conformi dove le figure rappresentate, pur se d'aspetto
deformato, mantengono inalterato il valore dei loro angoli. Con l'impiego di
nuove coordinate (indicate con "u" e "v" e che sono opportunamente collegate alle
precedenti usuali coordinate di spazio e tempo r e t), la geometria di un buco
nero si semplifica enormemente e lo spaziotempo si scompone in 4 regioni:
contenenti un buco nero, un buco bianco e 2 regioni asintoticamente piatte e non
in comunicazione tra loro.

4. I diagrammi di Penrose.
Nel modello di Schwarzschild s'ipotizza una stella sferica e statica come causa
della forrnazione di un buco nero. Purtroppo una simile idealizzazione  molto
lontana dalla verit, in quanto le stelle reali hanno strutture pi complesse e,
quindi, il modello che meglio degli altri  indicato per descrivere i buchi neri
che scaturiscono da esse  quello di Kerr o di Kerr-Newman se consideriamo anche
la carica elettrica.
Questo significa anche che  necessario migliorare i diagrammi di Kruskal per
tenere conto della vera natura fisica di un buco nero. Tale miglioramento si
ottiene mediante i cosiddetti diagrammi di Penrose (dal nome del loro autore) e
rappresentano lo strumento migliore per visualizzare un buco nero fisicamente
reale.
Come nel caso dei diagrammi di Kruskal, anche quelli di Penrose devono
rispettare alcune regole: la prima  la stessa di quella imposta da Kruskal,
ovvero i coni di luce devono essere rigidi come se non fosse presente alcun
campo gravitazionale.
La seconda regola consente di trasformare distanze infinite in finite
permettendo, quindi, di rappresentare non solo un buco nero ma anche l'intero
Universo che li circonda.
Con queste limitazioni, seguiamo il viaggio di un osservatore (dotato di motori
opportunamente potenti per evitare di essere inghiottito dalla singolarit
centrale) in un buco nero rotante. In base a quanto detto per i diagrammi di
Kruskal, sappiamo che esistono due tipi di buchi e l'osservatore pu valicarli
entrambi per avvicinarsi sempre di pi alla vera singolarit fisica, quella
posta a r=0.
Supponiamo che egli abbia energia a sufficienza per deviare e tornare indietro.
Qui si pone un problema. L'ultima regione traversata  quella del buco nero
ovvero una regione che, per definizione, pu permettere solo assorbimento di
materia e che, quindi, non pu espellere l'osservatore nel suo viaggio di
ritorno. L'unico mezzo per sfuggire a questa contraddizione  considerare che
l'osservatore, dopo aver traversato l'ultima regione, si trovi in un altro
spazio in cui, quelle che precedentemente erano singolarit appartenenti a buchi
neri, ora sono singolarita appartenenti a buchi bianchi. In questo modo
l'osservatore, dopo aver attraversato le singolarit del buco bianco, si trova
in un altro Universo asintoticamente piatto. Naturalmente questo percorso pu
essere ripetuto pi volte e l'osservatore, dopo essere sbucato in un secondo
universo, pu, reimmergersi in un altro buco nero e, con la stessa tecnica
precedente, riemergere in un terzo universo e cos via.
Nel modello di Penrose esistono regioni situate dall'altra parte della
singolarit fisica reale (quella posta a r=0). La cosa risulta pi evidente se
ricordiamo che la singolarit di un buco nero rotante non  pi un punto privo
di dimensioni (come nel caso statico) ma ha la forma di un anello posto sul
piano equatoriale del buco nero rotante. A causa di questa sua estensione, la
singolarit non rappresenta pi la fine dello spaziotempo in quanto  possibile
teoricamente attraversarla.
Dall'altra parte della singolarit si trova una regione infinita dello
spaziotempo: una regione in cui le distanze sono negative e che quindi 
interpretata come una regione in cui si ha un'inversione della caratteristica
attrazione della gravit.
In queste regioni la gravit tende a separare i corpi e non ad attrarli come nel
nostro Universo. Per tale motivo queste regioni vengono indicate come regioni ad
antigravit, dove la gravit  repulsiva e la materia  spinta ad aumentare la
propria reciproca distanza.
I problemi nell'interpretazione dei diagrammi di Penrose appaiono quando
proviamo a considerare gli Universi esterni come facenti parte di un singolo,
unico, Universo. In questo caso l'unico spaziotempo, in prossimit di un buco
nero rotante, si popola di wormholes in grado di connettere zone diverse dello
stesso Universo.
In questa situazione  ipotizzabile un osservatore che passi da una data
posizione in un dato tempo e, dopo un'accurata scelta di un opportuno wormhole,
lo attraversi per riemergere nella stessa porzione di spazio ma ad un tempo
diverso, sia esso nel passato o nel futuro.
Un buco nero rotante verrebbe cos ad essere una sorta di macchina del tempo
cosmica il cui, anche solo ipotetico, utilizzo contraddice una legge che
riteniamo fondamentale: quella della causalit.
In realt questa che noi riteniamo una legge della natura , in effetti,
un'esigenza della logica umana che non trova giustificazioni nell'impersonale
regno delle leggi fisiche.  anche vero che la causalit  rispettata dalla
relativit speciale ma solo perch, all'interno di tale teoria, non  presa in
considerazione la gravit. In quel contesto violare le relazioni causali
significherebbe viaggiare ad una velocit superiore a quella della luce e questa
sarebbe un'effettiva violazione di una legge fisica naturale!
Nella relativit generale, al contrario, dove la gravit gioca un ruolo
fondamentale, l'Universo  curvo e la geometria dello spaziotempo distorta, come
accade nel caso di un buco nero rotante. Queste deformazioni di un pi generale
Universo curvo consentono quindi, teoricamente, di procedere dal futuro al
passato senza violare la finitezza della velocit della luce.
A testimonianza di come queste considerazioni non siano solo fantasie prive di
senso dal punto di vista scientifico,  opportuno ricordare che nel 1976 la
prestigiosa Bacon Foundation ha offerto un premio di 300 sterline a chi avesse
risolto il seguente problema: In accordo con le teorie recenti, i buchi neri
rotanti sono porte verso altre regioni dello spaziotempo. Come  possibile,
quindi, che un veicolo spaziale passi attraverso un buco nero rotante per
sbucare in un'altra regione dello spaziotempo, senza essere distrutto dalle
forze di marea provocate dalla singolarit? A titolo informativo, il premio non
 stato ancora assegnato.

5. Le frontiere del pensiero.
La possibile violazione della legge di causalit pone un pesante interrogativo
sulla reale natura della singolarit centrale e sulla struttura fine dello
spaziotempo: problemi che portano direttamente alle attuali frontiere della
fisica teorica.
Il primo aspetto da capire  se la presenza della singolarit, tappa finale del
collasso della materia e dello spaziotempo, non sia il risultato di
un'applicazione grossolana della relativit generale al problema del collasso
gravitazionale.
Per fugare questo sospetto dobbiamo analizzare altri campi in cui sia possibile
la presenza di singolarit e il terreno migliore per tale indagine  quello
cosmologico.
La migliore teoria da questo punto di vista  quella comunemente nota con il
nome di Big Bang, secondo la quale l'Universo sarebbe nato circa 15 miliardi di
anni fa proprio da una singolarit!
Tuttavia la presenza di questa singolarit cosmologica non  da sola sufficiente
a giustificarne la possibile esistenza in altri casi e ci perch i modelli
usati per descrivere il passato e il futuro dell'Universo nella sua interezza,
sono estremamente idealizzati e non  possibile stabilire se la singolarit
cosmologica del Big Bang sia fisicamente necessaria o non piuttosto il risultato
di tecniche matematiche troppo semplificative.
Tuttavia a partire dal 1960, una cosa  certa. In quell'anno S. Hawking e R.
Penrose hanno dimostrato inconfutabilmente che le singolarit sono una parte
fisicamente essenziale nella relativit generale e non il risultato di una sua
approssimativa applicazione. I due scienziati hanno anche dimostrato che
qualsiasi modello di Universo, in accordo con gli attuali dati sperimentali,
deve aver avuto origine da una singolarit iniziale cos come, se contiene una
quantit sufficiente di materia, dovr terminare in una singolarit. La
singolarit  una conseguenza inevitabile delle caratteristiche attrattive e
autoacceleranti della gravit.
La formazione della singolarit pu avvenire in due modi:
1: il collasso pu formare un buco nero con la formazione di un orizzonte degli
eventi che nasconder per sempre, ad un osservatore esterno, la presenza della
singolarit centrale. All'interno di questo orizzonte potrebbero essere anche
violate le familiari relazioni causali ma niente e nessuno potr venirne a
conoscenza;
2: la seconda ipotesi permette la formazione di una singolarit senza
l'apparizione di un buco nero con il relativo orizzonte degli eventi. Pensiamo
al collasso di una stella in rapida rotazione: l'elevato valore del momento
angolare, acquistato dalla configurazione finale, impedirebbe la formazione
dell'orizzonte degli eventi, e la singolarit apparirebbe in tutta la sua
conturbante nudit, non essendo separata dal resto dell'Universo dall'orizzonte
di un buco nero.
Questa seconda possibilit  particolarmente inquietante in quanto l'effetto
della singolarit non pi schermata sul pi generale tessuto dello spaziotempo 
totalmente imprevedibile!
Finora non  stato osservato nulla che possa far pensare al rinvenimento di una
singolarit nuda ma questo, ovviamente non garantisce nulla. Per evitare tutti i
problemi che tale presenza comporterebbe, Penrose ha formulato la cosiddetta
ipotesi del Censore cosmico, ovvero l'esistenza di una qualche ancora
imprecisata legge che impedisca alla natura di creare singolarit nude e che
imponga ad ogni collasso gravitazionale di terminare con un orizzonte degli
eventi che nasconda la singolarit centrale.
Ma si tratta pi di un desiderio che di una legge fisica. La realt  che la
relativit generale non giustifica una tale ipotesi censoria e che l'ipotesi di
Penrose  ragionevole solo per situazioni che non si discostano molto dal caso
sferico. Per situazioni fisiche pi complesse, il problema rimane aperto.
C', infine, un'ultima considerazione da fare: la singolarit verificatasi 15
miliardi di anni fa e dalla quale  nato tutto, era una singolarit nuda, non
essendo nascosta da nessun tipo di orizzonte degli eventi! Quindi, almeno per
una volta, il censore si  distratto!
Comunque, anche ammesso di riuscire a provare quella che per ora  solo
un'ipotesi (o un desiderio), rimane aperto il problema di stabilire se le
singolarit esistono effettivamente. La soluzione a tale problema sta ancora una
volta nella relativit generale e nella risposta che si pu dare al problema
della presenza in essa di quantit infinite. In altre parole stabilire se una
teoria che implica delle quantit infinite pu ritenersi una teoria esaustiva,
completa. La presenza di quantit infinite  solitamente interpretata come un
sintomo di inadeguatezza e sottintende che, una volta migliorata la teoria, gli
infiniti di qualsiasi tipo possano essere eliminati dalle sue previsioni.
Il miglioramento ricercato nel caso della relativit generale risiede nel
tentativo di renderla coerente con la meccanica quantistica, la teoria che si
occupa del comportamento delle particelle elementari: dagli atomi ai loro stessi
costituenti.
Non possiamo addentrarci nell'analisi di questa teoria, per alcuni versi molto
pi radicale e complessa di quella di Einstein, ma va sottolineato che il
giudizio finale sulla validit della relativit generale sta proprio nel suo
rapporto con la migliore teoria che possediamo riguardo al micromondo.
Questo rapporto diventa, infatti, fondamentale nel caso il collasso
gravitazionale, infinito per la relativit generale, porti lo spaziotempo ad
assumere dimensioni dell'ordine di quelle tipiche della meccanica quantistica.
Il micromondo  governato da forze intense su piccole distanze ma che sono
trascurabili a distanze maggiori. Tuttavia il collasso gravitazionale pu
ridurre a tal punto le distanze tra i componenti della materia collassante da
rendere la gravit pi intensa delle forze nucleari altrimenti preminenti a tali
ridotte dimensioni.  stato valutato che, il predominio della gravit sulle
forze nucleari, scatta quando la distanza tra le particelle diviene dell'ordine
di 10 elevato a -33 centimetri, distanza nota con il nome di lunghezza di Planck
(uno dei fondatori della meccanica quantistica).
Questa distanza  anche il limite inferiore al di sotto del quale lo spaziotempo
cessa di essere una struttura continua (un continuum) per assumere una forma
granulare o, come si dice in maniera pi precisa, quantistica. Questa scala di
dimensioni  il regno della gravit quantistica, dominio quasi totalmente
inesplorato a causa delle difficolt teoriche e sperimentali che il connubio tra
la relativit generale e la meccanica quantistica implica.
L'aspetto sperimentale  poi particolarmente disperante: l'ordine di grandezza
coinvolto pone dei problemi titanici. Allo stato attuale  possibile analizzare
distanze confrontabili al raggio di una tipica particella elementare come il
protone (circa 10 elevato a -33 centimetri). Ma anche questa dimensione 
enormemente pi grande di quella necessaria per evidenziare l'azione della gravit
quantistica: il rapporto tra l'attuale distanza raggiungibile (il raggio del protone)
e quella che s'intende raggiungere (lunghezza di Planck, 10 elevato a -33 cm)
 lo stesso che intercorre tra la dimensione della nostra galassia e quella di
un uomo!
Fortunatamente le difficolt sperimentali non impediscono la possibilit di
formulare delle ipotesi: una di queste, opera di J. Wheeler, ipotizza che a
queste scale la struttura microscopica dello spaziotempo sia turbolenta e
soggetta a violente fluttuazioni quantistiche. Noi, a causa delle nostre
dimensioni, vedremmo solo uno spaziotempo continuo e statico ma diminuendo la
distanza, questa stessa struttura uniforme si rivelerebbe in perenne movimento e
capace di condensarsi in microscopiche bolle che altro non sarebbero che
particelle elementari scaturite apparentemente dal nulla!
Negli anni sono emerse e continuano ad emergere nuove ipotesi di lavoro ma
finora l'unica certezza sembra essere quella che vuole i buchi neri come un
banco di prova fondamentale per ogni teoria che intenda collegare la relativit
generale e la meccanica quantistica e, in ultima analisi, per ogni Teoria del
tutto. Sotto questo aspetto, recentemente  stato addirittura proposto che dei
mini-wormholes (100 miliardi di volte pi piccoli del nucleo atomico) possono
essere in grado, mediante il loro effetto sulla struttura quantistica dello
spaziotempo, di fissare il valore numerico di tutte le costanti fondamentali
della Natura. Se si pensa che  il particolare valore di queste grandezze (come
la carica dell'elettrone, la velocit di recessione delle galassie, la costante
di struttura fine, la costante di gravitazione universale, eccetera) e il loro
coinvolgimento nei fenomeni fondamentali per la nascita della vita e della
stessa intelligenza, possiamo intuire di essere arrivati alle soglie
dell'essenza stessa del pensiero, inteso come una sonda umana immersa nello
spaziotempo.

VI. Termodinamica di un buco nero.
1. Termodinamica.
Come abbiamo visto un buco nero non  poi una prigione cos insuperabile per la
radiazione che vi precipita dentro. Tale sorprendente possibilit
d'irraggiamento ha conseguenze interessanti sia dal punto di vista puramente
teorico sia da quello di una loro, del tutto ideale, utilizzazione.
Per comprendere come ci sia possibile, occorre aprire una breve parentesi
riguardante la teoria che permette questo nuovo approccio, ovvero la
termodinamica (traduzione delle parole greche che significano movimento del
calore). La teoria nasce in conseguenza della rivoluzione industriale del
diciannovesimo secolo e della conseguente necessit di comprendere meglio e
rendere pi efficienti gli scambi termici nelle macchine a vapore che ne
rappresentano il simbolo tecnologico.
I fondatori della nuova disciplina sono due scienziati francesi: Jean Baptiste
Joseph Fourier (1768-1830) e Nicholas Lonard Sadi Carnot (1796-1832) che,
rispettivamente nel 1822 e nel 1824, stabiliscono le prime leggi sul
comportamento di un flusso di calore e sui conseguenti scambi con l'esterno
contribuendo a migliorare la realizzazione di macchine termiche di sempre
maggiore efficienza.
Nonostante l'origine prevalentemente applicativa, la termodinamica diverr in
seguito lo strumento migliore per cercare di risolvere una delle grandi
ambizioni del pensiero scientifico: comprendere il passaggio dal caos
dell'Universo primordiale all'ordine delle strutture che ne sono scaturite:
galassie, stelle, pianeti e... organismi viventi.
La potenza della termodinamica risiede nella sua generalit e nel formalismo
statistico impiegato, formalismo che consente di analizzare gli scambi termici
tra i sistemi pi diversi ignorando la loro composizione atomica, limitandosi a
considerare grandezze macroscopiche quali temperatura, pressione e volume.
Le leggi della termodinamica (numerate da 0 a 2 per ragioni storiche) possono
essere cos enunciate:
0. Un sistema in equilibrio termico ha le sue diverse parti alla stessa
temperatura.
1. Il calore  una forma di energia che pu assumere diverse forme durante
l'evoluzione del fenomeno termodinamico.
2. Non  possibile raggiungere lo 0 assoluto (-273.15 gradi centigradi) mediante
un numero finito di trasformazioni.
Ma la legge che pi della altre assegna un carattere filosofico, alla teoria 
il cosiddetto secondo principio della termodinamica, la cui fecondit 
dimostrata anche dalle diverse forme con il quale  stato enunciato (anche in
contesti molto diversi da quelli originali) ma che pu essere cos riassunto:
ogni sistema organizzato tende, nel procedere della sua evoluzione, ad un
aumento del proprio disordine interno. In altre parole, senza un continuo
apporto di energia dall'esterno, qualsiasi struttura ordinata tender a
disgregarsi. Al fine di rendere quantificabile questo grado di disordine si
ricorre ad una grandezza, chiamata entropia che, in base al secondo principio,
tende ad aumentare continuamente.
L'entropia misura dunque il disordine di un sistema, ovvero la possibilit da
parte di quest'ultimo di assumere un sempre maggior numero di configurazioni
interne che hanno per risultato un identico stato macroscopico.
Un gas, ad esempio,  caratterizzato dal punto di vista esterno, dai suoi valori
di pressione e temperatura, valori realizzabili da un numero pressoch infinito
delle configurazioni degli atomi che lo compongono: in altre parole, il gas  un
sistema altamente entropico.
Al contrario, un sistema ordinato, come ad esempio un cristallo o un organismo
biologico, pu esistere come tale solo in funzione di un numero estremamente
limitato di configurazioni per gli atomi che lo compongono.
Il problema o il dramma (per gli organismi biologici)  che mantenere questo
ordine costa energia, energia che occorre prelevare dall'esterno per contrastare
proprio l'enunciato del secondo principio, quello dell'aumento dell'entropia. Ma
si tratta di una lotta impari: nel meccanismo stesso dell'evoluzione si nasconde
il germe della fine: tutto si evolve, dalle galassie agli esseri umani, ed
evolvendosi ogni cosa aumenta lentamente la loro entropia. Fino alla fine. Ma
l'entropia ha anche un'altra spiegazione, frutto dell'intuizione di un altro
grande scienziato della fine del diciannovesimo secolo: L. Boltzmann
(1844-1906).
L'entropia pu essere interpretata come una misura dell'informazione disponibile
sul sistema.  chiaro infatti che pi numerosi sono gli stati interni delle
componenti il sistema, maggiore  il numero delle informazioni nascoste sul
sistema stesso: pi  alto il numero delle informazioni nascoste pi  alta
l'entropia e, viceversa, maggiore  l'informazione su un sistema, minore  la
sua entropia: questo stesso libro con le sue parole ordinatamente disposte,  un
sistema a bassa entropia se confrontato con un libro le cui lettere siano
disposte completamente a caso. L'entropia misura quindi la mancanza
d'informazioni su un sistema.

2. Locomotive e buchi neri.
Per prevedere il comportamento di un sistema termodinamico (le locomotive del
titolo di questo paragrafo), sono sufficienti (dal punto di vista termodinamico)
poche informazioni: il valore della pressione, della temperatura e del volume
(tutte grandezze macroscopiche). Qualcosa di simile vale anche per i buchi neri:
la loro dinamica  determinata dalla conoscenza di momento angolare, massa e
carica elettrica. Anch'esse, come le precedenti, di tipo macroscopico.
Partendo da questa curiosa coincidenza  possibile procedere ancora oltre: molte
leggi della termodinamica possono essere espresse in termini coinvolgenti le
grandezze caratterizzanti i buchi neri, testimoniando in tal modo un legame pi
che semplicemente formale, tra i primi e la termodinamica.
Normalmente un sistema termodinamico  caratterizzato da due grandezze
fondamentali: la temperatura e l'entropia. In funzione di esse possono essere
derivate tutte le altre grandezze, come pressione, volume ed energia, e
descrivere in tal modo la loro evoluzione e con essa l'evoluzione dell'intero
sistema.
Il caso della dinamica del buco nero  analogo: il suo stato  esaurito dalla
conoscenza di due grandezze fondamentali: l'area, che misura la superficie
dell'orizzonte degli eventi, e la gravit superficiale, che misura
l'accelerazione causata dalla gravit su tale orizzonte.
Come nel caso termodinamico, dove entropia e temperatura possono essere espresse
in funzione di soli tre parametri, anche nel caso di un buco nero, la sua area e
la gravit possono essere espresse in funzione della massa, del momento angolare
e della carica elettrica.
In base a queste considerazioni possiamo formulare i princpi della
termodinamica in termini di grandezze riguardanti i buchi neri:
0. Tutti i punti di un orizzonte degli eventi, in un buco nero in equilibrio
hanno la stessa gravit superficiale. Notare come questa traduzione del
principio 0 della termodinamica risulti piuttosto strana nel caso di un buco
nero. Basti pensare alla diversa accelerazione di gravit esistente all'equatore
e ai poli nel caso terrestre.
1. Durante una trasformazione di un buco nero (causata, ad esempio, dalla
cattura di una nube di gas o di un'altra forma di energia), la massa, la
velocit rotazionale e il momento angolare variano in funzione della sua area e
della gravit superficiale.
2.  impossibile annullare la gravit superficiale di un buco nero mediante una
serie finita di trasformazioni.
Ed infine l'equivalente del secondo principio della termodinamica, nel caso di
un buco nero, pu essere cos riformulato:
3. L'area di un buco nero non pu diminuire nel tempo: se esso  completamente
isolato dall'esterno, manterr costante la propria superficie e tender ad
aumentarla non appena interagisca con l'esterno. Ci significa che se due buchi
neri vengono in collisione, la loro area totale risulter essere maggiore della
somma delle due aree singolarmente prese.
Questa riformulazione dei princpi della termodinamica (dovuta principalmente
agli studi di S. Hawking), fa intuire come tra l'area di un buco nero e
l'entropia esista un legame non solo di tipo analogico formale.
Questa intuizione  confortata anche dall'aspetto informativo del significato
dell'entropia: quando materia o radiazione precipitano dentro un buco nero, ogni
tipo d'informazione sulle sue propriet interne viene completamente perduta e
tutto quello che possiamo apprendere riguardo la nuova configurazione deriva
dalla conoscenza delle tre grandezze macroscopiche di massa, momento angolare e
carica elettrica.
In base a quello che abbiamo detto in precedenza, questo significa che un buco
nero deve possedere un'entropia.
Come nel caso dei sistemi termodinamici, anche l'entropia di un buco nero misura
le possibili configurazioni interne capaci di generare lo stato osservato
dall'esterno e, visto che le uniche grandezze che siamo in grado di misurare
esternamente, sono massa, carica elettrica e momento angolare, i buchi neri
nascondono un numero enorme di configurazioni interne possibili, rappresentando
in tal modo uno dei pi grandi serbatoi di entropia dell'intero Universo.

3. Una speranza per l'Universo.
Il secondo principio della termodinamica, al di l del suo aspetto prettamente
scientifico, ha una conseguenza a dir poco deprimente. Esso stabilisce in modo
inequivocabile la fine dell'Universo e di tutto ci che in esso  contenuto.
Se la tendenza di qualsiasi sistema non perfettamente isolato  quella
dell'aumento entropico e, conseguentemente, della propria progressiva
disgregazione, l'intero Universo, seppure in tempi inimmaginabili, seguir lo
stesso destino.
Tuttavia la riformulazione in termini termodinamici della dinamica dei buchi
neri, sembra offrire una chance ad un futuro cos poco auspicabile.
In base al primo principio, le grandezze macroscopiche del buco nero variano nel
caso esso venga in interazione con l'esterno (assorbimento di gas o altro tipo
di materia orbitante nelle vicinanze) e di queste tre grandezze (e delle energie
ad esse associate) due sono estraibili. Si tratta dell'energia associata al
momento angolare e alla carica elettrica e che rappresentano un serbatoio
importante mediante il quale l'Universo potrebbe scampare alla morte termica
ipotizzata dal secondo principio della termodinamica. Non solo: se i buchi neri
sono serbatoi entropici, potrebbe essere possibile attingere da essi per
riorganizzare la materia.
Supponiamo, con R. Penrose, di inviare una particella dentro un buco nero
rotante. Quando questa ha raggiunto la zona definita come ergosfera, essa si
separa in due frammenti: uno continua a cadere verso l'orizzonte degli eventi,
mentre l'altro fuoriesce dall'ergosfera con un'energia maggiore di quella
iniziale avendo assorbito parte del momento angolare del buco nero. Il risultato
netto  un'estrazione di energia dal buco nero con conseguente diminuzione del
suo momento angolare.
Misner, Thorne e Wheeler hanno portato alle estreme conseguenze questa
possibilit: supponiamo che una civilt estremamente evoluta sia riuscita a
costruire (naturalmente ad una distanza di sicurezza per evitare le imponenti
forze mareali) una specie di stazione orbitale attorno ad un buco nero rotante.
Questa stessa civilt invia, con un'orbita opportuna, delle navette ripiene dei
suoi rifiuti, dentro il buco nero.
Arrivate nell'ergosfera, le navette si aprono, scaricando i rifiuti verso il
centro del buco nero mentre esse, assorbendo parte del momento angolare,
schizzano via verso un generatore posto a distanza di sicurezza. Collidendo con
esso, l'energia acquistata in tal modo viene riconvertita in energia disponibile
per la vita della comunit.
Una civilt del genere potrebbe sbarazzarsi dei propri rifiuti in modo
definitivo, ottenendo nel contempo un enorme quantitativo d'energia a costo zero
(a parte il rallentamento estremamente lento della rotazione del buco nero): un
vero trionfo ecologista! L'unica precauzione che occorrerebbe prendere in un
progetto simile  quella di fare in modo che i rifiuti catturati dal buco nero
abbiano un senso di rotazione inverso a quello di rotazione del buco nero,
permettendo cos il rallentamento del buco nero e il trasferimento dell'energia
associata al momento angolare alla navetta diretta verso l'esterno.
Naturalmente, prima o poi, il buco nero finir per arrestare la sua rotazione ma
una civilt in grado di realizzare il progetto di Penrose non avrebbe problemi a
spostare la propria stazione orbitale in prossimit di altri buchi neri sparsi
nell'Universo.

4. Dinamo e laser cosmici.
Se il progetto di Penrose pu sembrare una mera esercitazione accademica, esso
comunque ha l'indubbio merito di sottolineare la possibilit dell'esistenza di
meccanismi capaci di estrarre l'energia racchiusa in un buco nero e renderla
disponibile all'esterno di quest'ultimo.
Il fisico francese T. Damour ha ipotizzato uno scenario naturale mediante il
quale si ha emissione di energia verso l'esterno da parte di un buco nero.
Questi sono corpi conduttori caratterizzati da una determinata resistenza
elettrica e, se un buco nero rotante si trova immerso in un campo elettrico,
esso si comporter come un motore elettrico, una sorta di gigantesca dinamo
naturale.
Il rotore di tale motore sarebbe rappresentato dallo stesso buco nero rotante,
mentre lo statore sarebbe il campo magnetico esterno. I fenomeni d'induzione tra
queste due componenti creerebbero delle correnti elettriche sull'orizzonte degli
eventi, capaci di rallentare il moto di rotazione ed estrarre dell'energia dal
buco nero.
Configurazioni simili potrebbero rendere ragione delle grosse emissioni di
energia provenienti dal centro di alcune galassie.
Un altro modo di estrarre energia da un buco nero  stato proposto dal fisico
sovietico Y. Zeldovic, nel 1971, ed  noto con il termine di superirraggiamento.
In un atomo, gli elettroni sono disposti su livelli energetici
ben definiti e distanti tra loro di una ben definita quantit d'energia. In
condizioni normali, gli elettroni tendono a occupare i livelli energetici ad
energia pi bassa.
Quando un elettrone di un livello energetico superiore cade verso un livello di
energia inferiore, emette della radiazione con un'energia pari alla differenza
energetica tra i due livelli coinvolti. Un simile processo viene chiamato di
emissione spontanea.
 possibile anche il processo contrario: fornendo all'atomo una quantit
d'energia pari esattamente alla differenza d'energia tra due livelli, si pu
portare l'elettrone da un livello d'energia inferiore a uno di energia
superiore. Un simile processo viene chiamato di assorbimento.
Supponiamo ora di aver a disposizione degli atomi con gli elettroni disposti
quasi tutti negli stati energetici a pi alta energia. In questo caso, fornendo
l'energia opportuna, si stimolano transizioni collettive verso gli stati
energetici inferiori, con il risultato che l'onda incidente mediante la quale si
 innescato il processo, viene ad essere amplificata. Un processo del genere
viene chiamato di emissione stimolata e scoperto da A. Einstein nel 1916, ha
trovato la sua applicazione tecnologica nella costruzione del laser.
Un meccanismo del genere potrebbe realizzarsi in un buco nero carico rotante.
Illuminando un simile buco nero con una radiazione di ben precisa energia e
fase, essa verrebbe riflessa amplificata. Anche in questo caso l'energia ceduta
alla radiazione riflessa, verrebbe sottratta a quella associata al momento
angolare del buco nero, provocandone il rallentamento e la neutralit elettrica.
Un po' come se un buco nero carico e rotante fosse una sorta di gigantesco atomo
eccitato che tenda allo stato fondamentale nel caso venga illuminato con
radiazione di opportuna fase e frequenza.
Una simile analogia  ancora pi stringente se si ricorda che, come nel caso
atomico (dove gli atomi sono immersi in una nube di particelle virtuali,
saltuariamente trasformabili in particelle reali), anche nel caso dei buchi neri
essi, di quando in quando, presentano un simile processo di formazione di
particelle reali che, come abbiamo visto, tendono a farlo evaporare.

VII. Cacciatori di buchi neri
1. Tracce da seguire
Osservare un buco nero eliminerebbe qualsiasi dubbio riguardo la loro esistenza,
ma per definizione un buco nero  un oggetto invisibile.
Tuttavia abbiamo visto che sia i mini buchi neri sia quelli posti al centro
delle galassie possono emettere radiazioni rilevabili ma, sfortunatamente,
proprio per le loro peculiarit queste due categorie di oggetti sono di ancora
pi difficile individuazione di un buco nero proveniente da un normale collasso
gravitazionale stellare.
 quindi necessario rivolgere gli sforzi osservativi a eventuali buchi neri
presenti nelle vicinanze del sistema solare, cercando delle tracce che possano
escludere ragionevolmente altre possibili spiegazioni. In questo contesto la
situazione pi sfortunata  rappresentata dal caso di una stella isolata, caso
quest'ultimo non frequente nella galassia.
La maggior parte delle stelle , infatti, distribuita in modo da costituire
sistemi legati gravitazionalmente (i cosiddetti sistemi binari) dove due stelle
ruotano l'una attorno all'altra come nel caso dei pianeti intorno al Sole.
I sistemi binari hanno il vantaggio di presentare una radiazione che permette,
con sufficiente precisione, di identificare la natura dei corpi orbitanti. Il
caso pi semplice, ma anche statisticamente meno significativo,  rappresentato
dai cosiddetti sistemi binari ottici, dove l'osservazione ottica di due stelle
vicine corrisponde alla realt fisica e non a un semplice effetto prospettico.
Naturalmente la distanza che separa i due oggetti pu essere talmente grande da
porre seri dubbi sul fatto che essi siano effettivamente legati dal punto di
vista gravitazionale.
Un esempio di un simile, esteso, sistema binario potrebbe riguardare il nostro
stesso Sole se si crede alla teoria che lo vuole gravitazionalmente legato ad
una stella compagna dall'inquietante nome di Nemesis, orbitante ben oltre i
confini del sistema solare. Sarebbe il passaggio ravvicinato di questa lontana
compagna a provocare periodicamente l'immissione verso le zone pi interne del
sistema solare, di alcune delle comete che formano la cosiddetta nube di Oort,
una nube di polvere e ghiaccio, retaggio delle prime fasi formative del sistema
solare.
Resta il fatto che l'individuazsone di sistemi binari ottici  legata
soprattutto alla particolare posizione del loro piano orbitale rispetto alla
linea visuale che lo connette alla Terra. Se tale posizione non  perpendicolare
il sistema non si presenter all'osservazione come binario, in quanto una
componente eclisser periodicamente l'altra. Una felice disposizione (dal nostro
punto di vista) del piano orbitale non  ovviamente la norma e quindi i sistemi
binari ottici risultano piuttosto rari nella galassia.
La disposizione pi frequente  quella di due stelle orbitanti che,
periodicamente, si occultano a vicenda. Se a ci aggiungiamo che probabilmente
le due stelle possono avere masse e dimensioni molto diverse tra loro, ci
rendiamo conto di quanto sia difficile una loro identificazione come sistema
binario.
Fortunatamente oltre quello visuale esistono altri metodi per individuare
sistemi binari: il pi usato  quello che ricorre alla particolare forma dello
spettro emesso da quei sistemi che vengono denominati sistemi binari
spettroscopici.
Lo spettro di una stella  composto da una successione di colori (dal rosso per
le lunghezze d'onda maggiori, al violetto per quelle di lunghezza d'onda minori)
sui quali si notano due tipi di righe: scure e chiare. Nel primo caso si parla
di righe di assorbimento, nel secondo di linee di emissione.
Queste righe sono causate dagli atomi che compongono l'atmosfera della stella e
che, una volta investiti dalla radiazione proveniente dagli strati centrali
possono o assorbirla (righe di assorbimento) o portarli ad uno stato energetico
pi alto dal quale decadranno emettendo radiazione (righe di emissione).
La presenza delle righe in uno spettro stellare fornisce informazioni
fondamentali sulle caratteristiche fisiche, quali la composizione chimica, la
temperatura e la pressione, mentre la loro posizione permette di ricavare altre
conclusioni. Confrontando, infatti, la posizione delle righe di uno spettro
stellare con quella di uno analogo di laboratorio  possibile dedurre la
dinamica del corpo cui lo spettro appartiene.
Le binarie spettroscopiche sono i sistemi pi frequenti nell'Universo, per il
semplice motivo che la loro osservazione non dipende pi dall'inclinazione del
piano orbitale. In realt anche i sistemi binari ottici sono sistemi
spettroscopici ma hanno il vantaggio di avere un'inclinazione che permette
l'osservazione visuale di entrambe le componenti.
Nelle binarie spettroscopiche lo spettro presenta delle righe che oscillano
periodicamente attorno ad una posizione centrale rivelando cos che una delle
componenti orbita attorno ad un compagno invisibile. Dall'entit dello
spostamento  possibile risalire anche alla velocit orbitale e ci grazie ad un
ben noto effetto chiamato effetto Doppler.
Questo effetto, scoperto nel 1842 dal fisico austriaco C. Doppler (1803-1853), 
il responsabile della differenza di tono con cui percepiamo una sorgente in moto
di avvicinamento o di allontanamento. L'effetto Doppler, cos descritto,
riguarda le onde sonore che si propagano nell'aria ma il fisico francese A.
Fizeau (1819-1896) ha poi esteso questa conclusione anche alla radiazione
luminosa e per tale motivo l'effetto Doppler applicato alla radiazione luminosa
viene chiamato effetto Doppler-Fizeau.
Dunque dallo spettro luminoso possiamo dedurre lo spostamento della sorgente, la
sua velocit e la direzione relativamente al nostro punto di vista, direzione
che nei sistemi spettroscopici binari, alterna periodicamente un moto di
avvicinamento e uno di allontanamento.
Ma come sono correlati i sistemi binari con i buchi neri? La maggior parte delle
stelle sono legate in sistemi doppi (e non solo) ed  ragionevole ritenere che
la stessa cosa sia accaduta anche in un passato pi o meno recente. Questo
significa che parte dei sistemi binari pi antichi presenter una stella (se non
entrambe) ormai nelle ultime fasi evolutive: se intendiamo cercare nane bianche,
stelle di neutroni e... buchi neri, i sistemi binari sono il primo posto da cui
cominciare.
Naturalmente il compagno invisibile dei sistemi spettroscopici potrebbe essere
una banale stella di dimensioni inferiori a quella della compagna pi brillante
e che risulterebbe invisibile solo a causa della sua bassa luminosit. Tuttavia
possediamo un indizio che pu sciogliere gran parte dei dubbi sulla natura del
compagno invisibile: sappiamo, infatti, che esiste un limite alla massa
consentita per la formazione di una nana bianca o di una stella di neutroni,
quello di 3 masse solari. Se il compagno invisibile del sistema binario ha una
massa superiore a questo valore, l'unica possibilit  che sia un buco nero!
Fondamentale, quindi,  dedurre dalle caratteristiche dello spettro le maggiori
informazioni possibili riguardo le masse dei loro componenti.
Sfortunatamente non  possibile pesare separatamente le componenti di un sistema
binario. Gli unici elementi a disposizione sono lo spettro della componente pi
brillante (escludendo altre fonti di radiazione come, ad esempio, eventuali
dischi di accrescimento) e l'effetto Doppler-Fizeau causato dal moto orbitale.
In base a queste grandezze gli astronomi determinano una grandezza, nota come
fusione di massa. Essa contiene tre grandezze incognite: le due masse e
l'inclinazione del piano orbitale rispetto alla direzione d'osservazione. Per
determinare i valori di queste grandezze si ricorre al tipo spettrale e alla
luminosit assoluta. Da queste si risale, con un certo margine di errore, ai
parametri fisici fondamentali: la massa, il raggio e il grado di evoluzione.
Per quanto riguarda l'inclinazione del piano orbitale, la sua determinazione 
pi difficile a meno che le eclissi periodiche non pongano, esse stesse, dei
limiti alla possibile posizione. In base a tutte queste caratteristiche si fa
una stima delle masse delle componenti con dei margini di errore ancora
piuttosto grandi ma il cui valor medio  ragionevolmente affidabile.
La determinazione della massa delle componenti binarie mediante la funzione di
luminosit non , per, l'unico strumento per individuare degli eventuali buchi
neri. Altra traccia rivelatrice della loro presenza , paradossalmente, la loro
radiazione!
Le stelle di un sistema binario presentano delle differenze notevoli rispetto
alla loro evoluzione come stelle singole, soprattutto quando una delle due 
contratta gravitazionalmente. Se il sistema  composto da due nane bianche, le
ultime fasi dell'evoluzione sono fonte di eventi energeticamente intensi come
accade per le cosiddette variabili cataclismiche e per le novae.
Se il sistema  composto da stelle di neutroni o buchi neri, i fenomeni
energetici sono ancora pi marcati presentando un'emissione di radiazioni
particolari tra cui quella di raggi X ricopre un ruolo predominante.
Sistemi binari, masse superiori a 3 masse solari e intensa emissione di raggi X
sono, quindi, le tracce da seguire per individuare eventuali buchi neri.

2. Onde sospette.
Esiste anche un altro tipo di traccia che potrebbe metterci sulla strada giusta
per individuare la presenza di un eventuale buco nero. Abbiamo tuttavia
preferito separarlo dai tre forniti nel paragrafo precedente perch la sua
stessa esistenza  materia di discussione e, quindi, anche i risultati del suo
impiego sono ancora incerti. Intendiamo parlare delle cosiddette onde
gravitazionali.
Tra le tante conseguenze della relativit generale, una delle pi sorprendenti 
quella che una massa accelerata produce delle onde nella stessa maniera con la
quale le onde elettromagnetiche vengono emesse da una carica elettrica in moto.
Nel risolvere il problema dell'azione a distanza istantanea (cos come era
concepita l'interazione gravitazionale nella teoria newtoniana) Einstein, nel
1918, scopr che le soluzioni delle sue equazioni di campo implicavano delle
onde gravitazionali che si propagavano nello spaziotempo curvo con la velocit
della luce. Tuttavia l'analogia con le onde elettromagnetiche emesse da una
carica in movimento non pu essere forzata pi di tanto. Infatti le onde
gravitazionali e la loro interazione con la materia, hanno delle caratteristiche
particolari che non trovano riscontri nel caso elettromagnetico.
In forza di ci, l'onda gravitazionale che scaturisce da una massa accelerata, 
essa stessa fonte di gravit. In termini tecnici questa particolarit viene
indicata come non linearit e introduce notevoli difficolt dal punto di vista
del suo trattamento teorico. Difficolt che si riducono notevolmente se si
operano delle semplificazioni come quella di considerare una radiazione
gravitazionale proveniente da un oggetto celeste molto distante.
Altra differenza con la radiazione elettromagnetica  la rispettiva intensit.
Due protoni posti ad una distanza di un centimetro posseggono sia carica
elettrica che carica gravitazionale, e sono quindi soggetti sia ad
un'interazione di tipo elettromagnetico che di tipo gravitazionale. Purtroppo
l'intensit di quest'ultima interazione  10 elevato a -17 volte meno intensa di
quella elettrostatica con la quale i due protoni tendono a respingersi. Una simile
intensit sembra dunque porre degli ostacoli insormontabili nella produzione
tecnologica di oscillatori gravitazionali in laboratorio. L'alternativa potrebbe
quindi essere quella di guardare al sistema solare come possibile fonte di onde
gravitazionali rilevabili ma anche in questo caso le conclusioni sono deludenti.
Per convertire la radiazione gravitazionale in potenza elettrica cos da
accendere una modesta lampada da 50 watt, occorrerebbe che cadessero sulla Terra
50 miliardi di meteoriti di 1 km di diametro con una velocit d'impatto di
10 km/sec! Un'evenienza, fortunatamente, piuttosto improbabile. La stessa Terra,
nel suo moto di rivoluzione attorno al Sole, ad una velocit di 30 km/sec,
produce una potenza gravitazionale di appena 0.001 watt.
La conclusione, quasi inevitabile,  che solo particolari corpi celesti, quelli
in cui la materia ha raggiunto condizioni estreme, possono forse emettere una
potenza gravitazionale rilevabile. Una possibilit del genere potrebbe essere
rappresentata, per esempio, dalla pulsar PSR 1913+16, appartenente ad un
sistema binario stretto e che sembra costituire, a tutt'oggi, l'unico esempio
ragionevolmente accettabile, di sorgente di onde gravitazionali.
Si tratta di un sistema estremamente interessante costituito com' da due stelle
di neutroni (di cui solo una, la PSR 1913+16, emette radiazione) che orbitano
l'una attorno all'altra in 7 ore e 45 minuti, testimoniando che si tratta di un
sistema estremamente stretto con un'orbita di pochi milioni di chilometri. Un
tale sistema dovrebbe, secondo la relativit generale, essere un'efficiente
sorgente di radiazione gravitazionale che tenderebbe a dissipare l'energia
rotazionale delle due stelle e provocarne un progressivo avvicinamento con
conseguente diminuzione del periodo orbitale.
I calcoli svolti in merito sembrano confermare questa previsione: il periodo
orbitale della PSR 1913+16 diminuisce di 6 millisecondi all'anno. Tra 300
milioni di anni le due stelle di neutroni cozzeranno l'una contro l'altra con
un'ultima massiccia emissione di radiazione gravitazionale.
Anche le supernovae, con la formazione di stelle di neutroni, potrebbero essere
una potente sorgente di radiazione gravitazionale, anche se concentrata in un
unico lampo di energia all'atto dell'esplosione finale.
 evidente che se intense onde gravitazionali sono associate a stati estremi
della materia, i buchi neri sembrano gli oggetti pi adatti sotto questo punto
di vista. Tuttavia un collasso perfettamente sferico non pu produrre alcun tipo
di onda, mentre diverso  il caso di una stella collassante rotante. In questo
caso la asimmetria viene mantenuta nella formazione del buco nero ed  possibile
un'emissione gravitazionale. Anzi, un intenso lampo di questo particolare tipo
di radiazione sarebbe proprio il primo segnale che segnerebbe la nascita di un
nuovo buco nero. Se un evento del genere avvenisse al centro della galassia, la
relativa radiazione gravitazionale sarebbe rilevabile dalla Terra, nonostante
l'estrema lontananza. Ma esiste un'altra ipotetica sorgente di onde
gravitazionali: lo stesso intero Universo. Infatti, sebbene nei primi milioni di
anni di vita, esso non potesse essere fonte di energia elettromagnetica, avrebbe
comunque contenuto delle fluttuazioni di densit (soprattutto nelle prime fasi
del Big Bang) che avrebbero provocato delle onde gravitazionali. Quest'ultime,
data la loro estrema trasparenza alla materia ordinaria, potrebbero essere
riuscite a pervenire fino a noi.
Ma con quale tipo di strano telescopio  possibile tentare d'individuare una
radiazione cos sfuggente?
Il principio di funzionamento di un simile strumento  simile a quello alla base
della ricezione di onde elettromagnetiche da parte di un'antenna. Cos come
questa viene messa in vibrazione dalla ricezione della carica elettrica, cos
anche le onde gravitazionali altererebbero le distanze (in misura diversa a
seconda della direzione di ricezione) delle diverse parti di un qualsiasi corpo
solido.
Lo spostamento relativo delle due masse costituirebbe l'ampiezza dell'onda e da
questa  facile risalire alla relativa potenza. Ma ancora una volta le grandezze
messe in gioco sono al limite della percettibilit degli strumenti pi
raffinati. La collisione di due buchi neri al centro della galassia, causerebbe
uno spostamento di appena 10 elevato a -12 millimetri tra le estremit di due barre
di 1 metro di lunghezza poste sul percorso della radiazione gravitazionale
proveniente dall'evento.
Il primo a tentare la rilevazione di eventuali onde gravitazionali dal centro
della galassia, fu J. Weber negli anni Sessanta all'Universit del Maryland, e i
risultati sembrarono, in un primo momento incoraggianti. Purtroppo la
ripetizione degli esperimenti dimostr un'errata valutazione degli errori
sperimentali.
Attualmente le attenzioni degli astronomi a caccia di onde gravitazionali
puntano verso l'ammasso di galassie nella Vergine, dove le esplosioni di
supernovae (una delle possibili intense fonti di radiazione gravitazionale) e la
conseguente nascita di pulsar, dovrebbero essere in numero elevato visto il
numero elevato di galassie compreso nell'ammasso.
Tuttavia l'ammasso della Vergine dista 50 milioni di anni luce dalla Terra, e un
ipotetico rilevatore di onde gravitazionali dovrebbe essere milioni di volte pi
sensibile di uno in grado di rilevare analoga radiazione proveniente dal centro
della galassia.
Da notare che la SN 1987A (distante soltanto 170.000 anni luce) dovrebbe essere
stata una sorgente di onde gravitazionali di sufficiente intensit per essere
rilevata, ma purtroppo il lampo gravitazionale fu troppo breve per poter
consentire di attrezzare gli opportuni rilevatori.
Nonostante le difficolt, diversi gruppi di ricerca in diverse parti del mondo
(compresa l'Italia), sono all'opera nel tentativo di realizzare rilevatori di
onde gravitazionali sempre pi sensibili. Attualmente vengono impiegati
materiali sempre pi puri (come il niobbio e lo zaffiro) raffreddati ad una
temperatura prossima a quella dello zero assoluto.
Il problema comunque resta aperto anche se le difficolt restano di difficile
superamento. La speranza  che la possibilit di rilevare onde gravitazionali
dallo spazio profondo non costituisca soltanto un'ulteriore conferma delle
previsioni della relativit generale (che non ne ha bisogno) ma, soprattutto,
quella di fornire un altro prezioso strumento d'indagine dell'Universo, cos
come  stato per l'astronomia nell'infrarosso o nei raggi X o gamma. In ognuna
di queste rivoluzioni sperimentali, l'immagine dell'Universo si  andata sempre
arricchendo di elementi nuovi e sconosciuti e accadrebbe lo stesso nel caso di
un'ipotetica astronomia gravitazionale.
Nell'attesa di vedere le onde gravitazionali dei buchi neri immersi nel centro
di lontane galassie, torniamo ad analizzare la situazione sperimentale con i
mezzi attualmente a disposizione.

3. La svolta.
La svolta nella ricerca sperimentale dei buchi neri si ebbe il 12 dicembre del
1970 con il lancio del quarantaduesimo satellite della serie Explorer,
battezzato Uhuru (che in lingua swahili significa libert), che venne lanciato
da una piattaforma nell'Oceano Indiano al largo delle coste del Kenia. Il
satellite era il risultato dell'impegno di R. Giacconi e del suo team della
Harvard University e rappresent l'inizio di una vera e propria rivoluzione
nell'immagine dell'Universo.
Fino a quella data, l'esplorazione dello spazio mediante finestre diverse da
quella ottica, risultava impossibile a causa dello schermo costituito
dall'atmosfera e anche le limitate osservazioni fatte con razzi o palloni sonda
non erano in grado di costruire una mappa soddisfacente ed esauriente. L'Uhuru
permise di osservare il cielo per un tempo molto lungo aprendo prospettive fino
ad allora impensabili.
Questo storico satellite ha mantenuto fede ai suoi impegni ed ha continuato a
funzionare fino al 1973, per poi essere sostituito da altri modelli
tecnologicamente pi raffinati. Tra questi ricordiamo la serie degli: HEAO (High
Energy Astronomical Observatory) e, in particolare, il secondo esemplare
battezzato significativamente Einstein e che ha prodotto i risultati pi
interessanti riguardo le sorgenti X binarie.
Ma perch un sistema binario  anche un'intensa sorgente di raggi X? La
spiegazione sta nella constatazione che gran parte dei sistemi che presentano
questo spettro caratteristico, hanno periodi molto brevi e quindi una ridotta
distanza tra le componenti. Questo implica un effetto gravitazionale
estremamente potente tra i corpi orbitanti.
Se uniamo tutti i punti con lo stesso potenziale gravitazionale otteniamo, nel
caso di un sistema binario, una forma ad 8 rovesciato l dove, nel caso di una
stella singola, avremmo solo una sfera centrata sulla stella isolata.
Ogni anello dell'8  chiamato lobo di Roche dal nome del matematico francese che
per primo studi il problema negli anni attorno il 1850.
Stelle compatte, delle dimensioni ridotte di una nana bianca o di una stella di
neutroni, occupano una porzione minima del relativo lobo di Roche, ma stelle di
dimensioni maggiori possono occuparne porzioni sempre maggiori fino, come nel
caso di alcune giganti rosse, a riempirlo completamente. In questa eventualit
il materiale della stella deborder dal proprio lobo di Roche per fluire in
quello della compagna di dimensioni inferiori. Nel caso quest'ultima sia una
pulsar o una stella di neutroni, essa posseder anche un intenso campo magnetico
inclinato rispetto al suo asse di rotazione e il gas proveniente dalla compagna
maggiore non vi finir direttamente sopra ma sar incanalato dalle linee del
campo magnetico e vi arriver compiendo una lenta traiettoria a spirale. Il gas,
a causa di questo lento moto di caduta a spirale, former un disco di
accrescimento che sar distrutto solo in quelle zone cos vicine alla stella di
neutroni dove l'energia del campo magnetico supera l'energia di rotazione del
disco. In queste zone il gas viene strappato al disco di accrescimento e finisce
sulla componente minore transitando per i poli.
L'emissione dei raggi X si ha quando il gas del disco di accrescimento casca
sulla superficie solida della stella di neutroni. Il campo gravitazionale sulla
superficie di questa  cos intenso che 10 grammi di materia che vi finiscono
sopra, sviluppano, sotto forma di raggi X, l'equiente energetico dell'esplosione
di una bomba atomica.
In questo modello l'emissione di raggi X avviene in maniera periodica ma gli
oggetti pi interessanti, dal punto di vista della ricerca di buchi neri, sono
le sorgenti binarie X sporadiche. In questi casi, infatti, non possiamo
attribuire l'emissione al gas che precipita su una stella di neutroni in rapida
rotazione. Questi sistemi con emissione X variabile sono il posto migliore per
cercare i buchi neri.
Il procedimento, quindi, per individuare sistemi binari con emissione X
eventualmente costituiti da buchi neri, consiste nel selezionare tra i molti
sistemi binari X osservati, quelli che non presentano fenomeni di emissione
periodica o ricorrente. Tra questi si privilegiano quelli che presentano una
variabilit di emissione sporadica ed estremamente limitata nel tempo. Questo
perch una variazione di luminosit X di breve periodo (i cosiddetti busters)
implica l'emissione da parte di una regione di dimensioni ridotte come quelle di
un corpo estremamente compatto.
Eliminati quindi i sistemi variabili periodicamente (caratteristica,
quest'ultima, pi facilmente attribuibile a sistemi binari costituiti da stelle
di neutroni o da nane bianche) si passa, mediante la determinazione della
funzione di massa, a valutare le masse dei corpi orbitanti. Se le masse
risultano essere superiori al limite teorico di 3 masse solari vi sono buone
probabilit che il corpo invisibile possa essere un buco nero.
Ma a cosa sono dovuti gli sporadici lampi provenienti da questi sistemi?
Consideriamo il caso p semplice: quello di un buco nero singolo circondato da
un disco di accrescimento prodotto da materiale gassoso strappato alla compagna
visibile.
Il responsabile dell'emissione X  proprio il disco di gas. Si tratta di un
disco, piuttosto sottile, che si estende a partire da una certa distanza dal
buco nero fino a qualche raggio di Schwarzschild.
Ricordiamo che il disco di materiale non pu toccare la superficie del buco nero
in quanto esso non possiede una superficie solida sul quale il materiale pu
cadere (cosa che avviene, invece, per le stelle di neutroni o le nane bianche).
Tuttavia, anche se il disco presenta una zona di orbite proibite (quelle
prossime all'orizzonte degli eventi del buco nero) a causa sia della rotazione
del disco stesso sia dell'instabilit gravitazionale in cui si trova, il
materiale che lo compone  altamente turbolento e pu formare delle vere e
proprie bolle che sono le responsabili dei repentini aumenti di emissione X.
Queste bolle, infatti, hanno vita breve: compiono una rivoluzione in pochi
millisecondi muovendosi a velocit prossime a quella della luce dopodich
tornano a dissolversi all'interno del disco, eliminando in tal modo il loro
contributo alla sua luminosit complessiva. Osservate da grande distanza, queste
rapide fluttuazioni della densit si manifestano come lampi di raggi X altamente
energetici.

4. Tre buchi neri.
Come abbiamo visto le condizioni imposte perch un sistema binario possa essere
costituito da buchi neri, sono molto rigide. Una precauzione necessaria sia
perch gran parte dei fenomeni presentati da questi sistemi sono spiegabili
anche senza ricorrere alla presenza di buchi neri, sia perch i margini
d'incertezza dei metodi impiegati sono piuttosto elevati. Per questo motivo si
passa da una stima teorica ottimistica che vede i buchi neri piuttosto numerosi
nella nostra come in altre galassie, a un numero estremamente ridotto dal punto
di vista osservativo. Da quest'ultimo punto di vista i sistemi binari che
potrebbero ragionevolmente ospitare dei buchi neri, sono finora soltanto tre.
CYGNUS X-1.
Questa sorgente X venne scoperta nel 1965 e successivamente osservata mediante
il satellite Uhuru present, nel 1971, una rapida variazione della sua emissione
nella banda X dello spettro. Successive osservazioni radioastronomiche hanno
consentito di individuare anche la controparte ottica sotto forma di una stella
gi osservata e nota agli astronomi con la sigla HDE 226 868.
Si tratta di una stella piuttosto brillante che dovrebbe avere una massa
compresa tra le 25 e le 40 masse solari e che, in base al tipo spettrale e alla
massa, la identificano come una gigante blu molto calda e quindi incapace di
emettere nella regione X. L'associazione tra questa stella, otticamente
visibile, e una sorgente oscura sede di emissione X variabile portano a ritenere
che si tratti di un sistema binario in cui la stella maggiore (una gigante
azzurra) perde parte del gas verso l'oggetto invisibile.
Il gas, fluendo dal lobo occupato da HDE 226 868 e compiendo la sua orbita a
spirale, si riscalda raggiungendo temperature di alcuni milioni di Kelvin il che
spiega l'intensa emissione X e la pi generale identit di radiosorgente di
questo sistema.
A conferma di un simile modello parlano anche i parametri orbitali: il sistema
presenta un periodo orbitale di 5.6 giorni con una distanza media tra le
componenti di appena 30 milioni di km. La massa stimata per la componente oscura
risulta essere di circa 7 masse solari, troppo grande perch possa essere una
stella di neutroni. Il sistema Cygnus X-1 sarebbe composto da una gigante
azzurra e un buco nero circondato da un disco di accrescimento.
LMC X-3.
Questo sistema si trova nella grande nube di Magellano, una galassia visibile
solo dall'emisfero australe e tra le galassie a noi pi vicine il che ne rende
possibile l'osservazione anche delle singole stelle che la compongono.
La componente ottica di questo sistema binario (una stella blu, calda) presenta
una massa stimata tra le 4 e le 8 masse solari mentre quella del suo compagno
oscuro si aggira tra le 7-14 masse solari, troppo grande perch possa essere una
stella di neutroni.
A 0620-00.
 un sistema binario appartenente alla nostra galassia posto ad una distanza di
3000 anni-luce.  un sistema particolare, di quelli che vengono definiti
sistemi binari a piccola massa, in quanto la componente brillante  una nana
bianca con una massa che  solo una percentuale della massa solare.
Sono stati identificati circa 40 sistemi di questo tipo per i quali  stato
possibile identificare la componente ottica. Tuttavia, a causa della loro alta
emissione nella parte X dello spettro,  estremamente difficoltoso determinare i
parametri della componente oscura. Nel caso di A 0620-00, fortunatamente,
l'emissione  pi tranquilla, rendendo possibile la misurazione ottica della
componente brillante che ha fissato la massa della componente oscura tra le 3.2
e le 7 masse solari.

5. Dove meno te l'aspetti.
Oltre al gran numero di sistemi binari che potrebbero ospitare dei buchi neri,
c' un altro luogo dove la ricerca e l'eventuale prova della presenza di simili
oggetti risulterebbe a dir poco sconvolgente.
Torniamo alla cosmologia: tre elementi ci inducono a ritenere che l'Universo sia
nato da uno stato estremamente denso e compatto:
1. Il moto di allontanamento delle galassie le une dalle altre con una velocit
proporzionale alla distanza (legge di Hubble);
2. l'abbondanza degli elementi leggeri (idrogeno ed elio) rispetto a quella
degli elementi pi pesanti;
3. Ia radiazione di fondo a 3 gradi Kelvin (radiazione di fondo), uniformemente
diffusa in tutto l'Universo.
L'Universo  dunque nato circa 15 miliardi di anni fa da uno stato altamente
denso e compatto che, in seguito ad un processo d'espansione,  aumentato di
dimensioni e ha diminuito la sua temperatura consentendo la graduale formazione
di strutture sempre pi complesse.
La forza dominante in tutto l'Universo  ovviamente la gravit e dal valore
della sua densit media dipende la sua successiva evoluzione: se essa  bassa
l'Universo continuer ad espandersi mentre se il suo valore  alto, la gravit
torner ad avere il sopravvento e tutto collassera di nuovo (Big Crunch).
Sfortunatamente non siamo ancora in grado di valutare quale di queste due
ipotesi si realizzer perch le misure sperimentali della densit del gas
intergalattico sono estremamente difficili. Una cosa per  evidente: l'azione
della gravit sui singoli componenti gassosi dell'Universo, tender (nel momento
in cui cesser qualsiasi forma di energia interna) a farli collassare sotto il
proprio peso. Quindi sebbene l'Universo esista da 15 miliardi di anni e sia
ancora ben lontano dal presentare segnali di esaurimento nei suoi singoli
componenti, questi prima o poi dovranno spegnersi.
Dopo 10 elevato a 27 anni, tutte le stelle, una volta esaurito in diverse
generazioni il gas interstellare nel quale si formano, collasseranno verso il
centro delle galassie (qualcosa del genere potrebbe essere gi accaduto nelle
galassie ellittiche) per formare un super buco nero di circa 10 elevato a 11 masse
solari!
Ma le stesse galassie appartengono a strutture gravitazionalmente legate (gli
ammassi) e in 10 elevato a 31 anni esse avranno consumato la loro energia orbitale
mediante radiazione gravitazionale. Questo significa che intere galassie
collasseranno verso il centro del loro ammasso per formare un super-super buco
nero di 10 elevato a 15 masse solari.
A questo punto inizier il lungo processo di evaporazione dei buchi neri: in 10
elevato  a 67 anni, evaporeranno i buchi neri stellari, in 10 elevato a 97 anni
quelli galattici, in 10 elevato a 107 anni (!) quelli degli ammassi. Alla fine di
questo tempo inimmaginabile rimarrebbero solo alcune particelle della radiazione
dalle quali potrebbe ripartire una nuova evoluzione, scongiurando quindi la
deprimente morte termica che il secondo principio della termodinamica sembra
imporre in maniere inevitabile.
Tuttavia questa rinascita cosmica sar possibile solo se non tutte le particelle
elementari si trasformeranno in radiazione se, cio, rimaranno dei semi dai
quali l'evoluzione pu ripartire. A riguardo sappiamo che tutte le particelle
elementari (i mattoni della materia) possiedono una loro vita media, superata la
quale o decadono in altre particelle a loro volta instabili fino a trasformarsi
in radiazione, oppure decadono in particelle stabili, una delle quali  il
protone.
Recenti ricerche ipotizzano per che anche le particelle ritenute stabili e, in
modo particolare il protone, abbiano in realt una vita media che, sebbene
lunghissima, non  tuttavia infinita. Con molto tempo a disposizione (inferiore
comunque a quello necessario per l'evaporazione dei super-super buchi neri) e in
assenza di qualsiasi tipo d'interazione con altre forme di materia o energia,
anche il protone decadrebbe eliminando dall'Universo la possibilit di
rinascita.
Lo scenario derivante da questa ipotesi , a dir poco, disperante: miliardi di
singolarit immobili in un bagno di radiazione a pari temperatura. Tutto sarebbe
iommobile, silenzioso, spento, freddo. L'entropia avrebbe definitivamente vinto
la sua battaglia e annientato qualsiasi possibilit di evoluzione.
Il destino dell'Universo sarebbe meno angoscioso se l'ipotesi sulla vita media
del protone risultasse errata: in questo caso, l'energia intrappolata nei buchi
neri di diverse dimensioni verrebbe, prima o poi, restituita all'esterno potendo
dar vita ad un Universo oscillante tra una fase di contrazione e una di
espansione.
Consideriamo (se non altro per ottimismo) quest'ultimo caso di un Universo
oscillante in un tempo e in uno spazio finito. In questo modello la densit
minima richiesta perch l'Universo sia un sistema chiuso,  la stessa di quella
che si avrebbe in un buco nero di 10 elevato a 23 masse solari e con un raggio
pari a 40 miliardi di anni luce: se si considera che l'Universo osservato ha un
raggio di 15 miliardi di anni luce, sorge spontaneo il dubbio se non ci troviamo
dentro un gigantesco buco nero!
Possiamo dunque pensare al nostro Universo come ad un gigantesco buco nero
immerso in uno spazio esterno di cui possiamo solo immaginare la vastit!
Ma non solo: il nostro Universo deriva da un buco nero primordiale o si 
sviluppato dal collasso gravitazionale di un ammasso stellare costituito da 10
elevato a 23 superstelle? Se cos fosse, l'altro Universo esterno non sarebbe
soltanto una distesa di spaziotempo vuoto ma sarebbe popolato da galassie e,
quindi, da stelle con probabili pianeti e con possibili forme di vita dalle
propriet sconosciute! E cosa accadrebbe se parte di questo materiale di questo
super-Universo s'introducesse nel nostro? Le enormi quantit d'energia
sviluppate dalle quasar e da oggetti analoghi potrebbero essere un segnale di
tale intrusione?  intuibile quanto sia sconvolgente l'ipotesi di essere dentro
un gigantesco (per noi) buco nero cos come  intuibile il senso di stordimento
che ci coglie quando consideriamo, anche solo per ipotesi, la possibile
esistenza di una gerarchia di Universi, racchiusi gli uni dentro gli altri in
un'escalation senza fine di buchi neri sempre pi grandi.

CONCLUSIONE.
C' un concetto che altera tutti gli altri. Non parlo del Male, il cui limitato
impero  l'Etica: parlo dell'infinito.
J. L. Borges, Otras Inquisicionas

I buchi neri pongono in evidenza una grave crisi della fisica moderna, una crisi
che, per certi versi, ricorda quella alla base del successivo sviluppo della
meccanica quantistica nella descrizione del comportamento atomico.
Il collasso gravitazionale, infatti, se  valido per un buco nero, a maggior
ragione rimane valido per l'intero Universo. Dai lavori di Tolman (1934),
Alvarez (1960), Geroch (1967), Hawking e Penrose (1969),  definitivamente
accettato che un Universo chiuso, regolato dalla relativit generale e
contenente materia (il nostro Universo, quindi), svilupper prima o poi una
singolarit. Tutto ci comporta un paradosso. Da una parte, infatti, con il
collasso gravitazionale termina la fisica, dall'altra sappiamo che con il
collasso gravitazionale la fisica non pu terminare.
Un paradosso dello stesso tipo si present nel 1911 quando Lord Rutherford prov
l'esistenza di elettroni e protoni come costituenti localizzati della materia.
Costituenti che, in base alla teoria elettromagnetica, avrebbero dovuto
collassare in circa 10 elevato a -17 secondi, in evidente contrasto con la palese
stabilit della materia.
Soltanto con la nascita della meccanica quantistica tale contraddizione venne
risolta, aprendoci le porte di un interamente nuovo modo d'intendere la fisica e
la stessa realt.  dunque ipotizzabile che il collasso gravitazionale sia un
segnale di crisi che non pone un ostacolo invalicabile sulla via della
conoscenza ma che segnala, piuttosto, la necessit dello stesso tipo di coraggio
intellettuale che ha cos egregiamente funzionato nel caso della descrizione del
micromondo atomico.
Se questo  l'aspetto che pi interessa i fisici impegnati nella ricerca di
nuove soluzioni al problema del collasso gravitazionale, ne esiste anche un
altro pi vicino alla sensibilit anche di coloro che fisici non sono.
I buchi neri, in qualche oscuro modo, sembrano concretizzare l'ancestrale
disagio proprio di ogni essere umano nei confronti dell'infinito. Tale concetto,
nella storia del pensiero,  sempre stato qualcosa da trattare con molta cautela
e, possibilmente da eliminare come elemento perturbatore. Unica alternativa alla
sua azione perturbatrice  quella di individuare una qualche forma di limite che
possa dare un valore concreto, comprensibile alle quantit in esso coinvolte.
Scrive P. Zellini nella sua Breve storia dell'infinito: il limite  ci che fa
esistere concretamente ogni oggetto, conferendogli in ogni istante una sua
propria forma e individualit; ed  anche ci che determina l'ordine logico
degli eventi sottraendoli, per quanto  possibile alla casualit...
I buchi neri, le singolarit racchiuse nel loro centro, gli ipotetici squarci
aperti verso altri universi, il destino stesso dell'intero Universo, sembrano
confutare anche soltanto la possibilit di poter costruire un limite entro il
quale la materia possa continuare ad avere connotazioni comprensibili.
All'interno dei buchi neri la tranquillizzante legge di causalit scompare per
lasciare il posto ad un Universo in cui tutto  possibile e nulla sembra essere
prevedibile con certezza.
In un vecchio romanzo di fantascienza, la Terra viene invasa da tutti i
personaggi che l'uomo nei secoli ha creato con la sua immaginazione: Topolino,
il barone di Munchhausen, Biancaneve, Frankenstein, eccetera... con esiti disastrosi
per la reciproca incompatibilit sia dei personaggi tra loro che di essi con il
genere umano. I buchi neri e il concetto di infinito che ne deriva rappresentano
qualcosa di simile: la concretizzazione materiale di un concetto astratto e,
apparentemente, lontano dalla nostra esistenza nell'Universo materiale. Un
personaggio immaginario scagliato nel mondo fisico reale e, apparentemente
incompatibile con esso.
FINE.

CRONOLOGIA
1783. J. Mitchell menziona per la prima volta la possibile esistenza di stelle dotate
di campo gravitazionale cos intenso da non permettere alla luce di fuggire dalla
loro superficie.
1796. P. Laplace arriva alle stesse conclusioni e cita la possibile esistenza di
quelle che chiama: stelle oscure.
1870. W. Clifford ipotizza possibili deformazioni locali dello spazio.
1905. Formulazione della Relativit particolare (o ristretta) da parte di A. Einstein.
1908. H. Minkowsky formula l'ipotesi di uno spaziotempo quadriniensionale.
1915. Formulazione della Relativit generale da parte di A. Einstein.
K. Schwarzschild scopre la soluzione delle equazioni di Einstein che descrive il
campo gravitazionale nel vuoto attorno ad una massa sferica.
1919. A. Eddington misura la deviazione della luce sotto l'effetto gravitazionale
del Sole, una delle prime prove sperimentali che confermano la teoria delle
relativit.
1926. R. Fowler calcola la massa limite delle nane bianche.
1930. S. Chandrasekhar stabilisce la massa limite per le stelle di neutroni.
1931. F. Zwicky ipotizza una relazione tra l'esplosione di una supemova e la
formazione di una stella di neutroni.
1939. R. Oppenheimer e G. Volkoff dimostrano teoricamente l'esistenza di un limite
per la massa di una stella in contrazione. Il lavoro conferma l'impossibilit da
parte della stella eccedente tale limite di raggiungere una configurazione stabile.
 la prima conferma della possibile esistenza teorica dei buchi neri.
1948. H. Casimir scopre l'effetto omonimo nell'ambito dei suoi studi sulla
superconduttivit.
1960. J. Wheeler pubblica su Physical Review il lavoro teorico di Kruskal che
costituisce la prima mappa dello spaziotempo attorno a una stella collassata.
1965. Modello di Kerr-Newman per un buco nero carico e rotante.
1967. J. Wheeler sancisce l'uso del termine buco nero presso il grande pubblico.
J. Bell e A. Hewish osservano la prima pulsar, ovvero una stella dotata di una
pulsazione rapida e regolare.
F. Pacini pubblica su Nature un articolo che identifica le pulsar con stelle di
neutroni in rapida rotazione attorno al proprio asse.
1968. T. Gold pubblica su Nature un articolo dal contenuto analogo a quello di
Pacini prevedendo per un rallentamento del periodo di rotazione con il trascorrere
del tempo.
1969. R. Penrose ipotizza un meccanismo di estrazione energetica dall'ergosfera di
un buco nero rotante.
1970. D. Christodoulou prova il teorema della massa irriducibile di un buco nero.
1971. S. Hawking ipotizza l'esistenza di mini buchi neri primordiali, formatisi
nelle primissime fasi di vita dell'Universo.
Il satellite Uhuru rileva la prima sorgente variabile a raggi X, denominata
Centaurus X-3.
D. Lynden e M. Rees dell'Universit di Cambridge postulano l'esistenza di massicci
buchi neri all'interno di alcune galassie.
1972. J. Bekenstein stabilisce che un buco nero pu, in particolari condizioni,
irraggiare energia.
1974. S. Hawking, Zel'dovich e Starobinsky stabiliscono i meccanismi di emissione
di un buco nero.
F. Tipler pubblica su Physzcal Review D, un articolo dal titolo: Rotating cylindri-
cal and possibiity of giobal causality violation (I cilindri in rotazione e la
possibile violazione della causalit) che apre la possibilit di speculare su
ipotetici viaggi nel tempo.
Individuazione della pulsar PSR 1913+16, un sistema costituito da 2 stelle di neu-
troni in rapida rotazione l'una attorno all'altra con un periodo di appena 7 ore e
45 minuti e un raggio orbitale di pochi milioni di chilometri.
1975. Individuazione di variabili esplosive a raggi X.
1985. M. Morris e U. Yurtsever studiano le particolarit dei wormholes.
1987. Rivelazione dell'esplosione della supernova 1987A nella grande nube di
Magellano.

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