Buchi Neri con i Capelli Corti: E se Quelli che Vediamo non Fossero “Calvi”?

Ciao a tutti, appassionati di cosmo e misteri! Oggi voglio portarvi in un viaggio ai confini della realtà, là dove la gravità diventa così estrema da piegare lo spazio-tempo e persino la luce: sto parlando dei buchi neri. Avete presente quelle incredibili immagini dei “mostri” supermassicci al centro della nostra galassia (Sgr A*) e della galassia M87 (M87*), catturate dal team dell’Event Horizon Telescope (EHT)? Immagini che hanno fatto il giro del mondo e ci hanno mostrato, per la prima volta, l’ombra di questi giganti cosmici.

Beh, la teoria più accreditata, quella della Relatività Generale di Einstein, ci dice che un buco nero “stazionario” dovrebbe essere descritto da soli tre parametri: massa, carica elettrica (che di solito è trascurabile) e momento angolare (la rotazione). Questo è il famoso “teorema dell’assenza di capelli” (no-hair theorem): i buchi neri sarebbero oggetti incredibilmente semplici, “calvi” appunto. Il modello standard per descriverli è la metrica di Kerr (per quelli rotanti).

Ma… e se l’universo reale fosse un po’ più “disordinato”? Se i buchi neri non fossero isolati nel vuoto perfetto, ma immersi in aloni di materia oscura o accoppiati ad altri campi misteriosi? Ecco che spunta un’idea affascinante: i buchi neri “con capelli corti” (short-haired black holes). Non immaginatevi una chioma fluente, eh! Si tratta di proprietà aggiuntive, “capelli”, che modificano la struttura dello spaziotempo solo molto vicino all’orizzonte degli eventi, quella linea di non ritorno oltre la quale nulla, nemmeno la luce, può sfuggire.

Recentemente, un team di ricercatori si è tuffato proprio nello studio di questi oggetti esotici, in particolare una versione rotante di questi buchi neri con capelli corti. La domanda è: possiamo distinguerli dai “soliti” buchi neri di Kerr usando le osservazioni, come quelle dell’EHT? E come si comporterebbero sotto l’effetto della lensing gravitazionale forte?

Capelli che Cambiano la Gravità (Vicino Vicino)

Questo modello di buco nero rotante con capelli corti introduce un nuovo parametro, che chiameremo Q_m, che misura proprio l'”intensità” di questi capelli. C’è anche un altro parametro, k, legato alla natura della materia “esotica” che genera questi capelli (per k=1 si ritorna al buco nero di Kerr-Newman, con carica, mentre per k>1 abbiamo i capelli corti).

La cosa interessante è che questi capelli, pur essendo “corti” e quindi con effetti significativi solo vicino all’orizzonte, cambiano un bel po’ di cose:

• L’orizzonte degli eventi stesso è un po’ più piccolo rispetto a un buco nero di Kerr con la stessa massa e rotazione.
• L’orbita dei fotoni (la distanza minima alla quale la luce può orbitare attorno al buco nero senza cadere dentro) è più vicina.
• Di conseguenza, anche il “parametro d’impatto” critico (quanto vicino deve passare un raggio di luce per essere catturato o fortemente deviato) è minore.

Insomma, la presenza di questi capelli (parametro Q_m) rende il buco nero, per certi versi, più “compatto” nelle sue interazioni gravitazionali estreme. Il parametro k, invece, tende a “sopprimere” l’effetto dei capelli: più k è grande, più il buco nero assomiglia a quello standard di Kerr.

La Lente Cosmica si Fa “Pelosa”

Quando la luce proveniente da stelle o galassie lontane passa vicino a un buco nero, la sua traiettoria viene curvata, proprio come la luce che attraversa una lente. Questo fenomeno si chiama lensing gravitazionale. Se la luce passa molto vicino, nella regione di campo gravitazionale forte, gli effetti sono spettacolari: la luce può fare uno o più giri attorno al buco nero prima di sfuggire verso di noi, creando immagini multiple, distorte e magnificate della sorgente originale. Si formano anelli di luce (gli anelli di Einstein o, più propriamente qui, anelli fotonici) e immagini “relativistiche”.

0) che deforma la luce di stelle retrostanti. Si vedono multipli archi luminosi e distorsioni dovute al forte lensing gravitazionale vicino all’orizzonte degli eventi. Fotografia astronomica simulata, obiettivo grandangolare 15mm, lunga esposizione per catturare la luce debole, messa a fuoco nitida sugli archi luminosi.” />

I ricercatori hanno calcolato come i “capelli” (Q_m) e il parametro k influenzano questi effetti di lensing. Hanno studiato due coefficienti importanti (chiamati ā e b̄) che descrivono come l’angolo di deflessione della luce cambia quando ci si avvicina all’orbita fotonica. Hanno scoperto che:

• Il coefficiente ā tende ad aumentare con la rotazione (parametro a) del buco nero, e la presenza dei capelli (Q_m > 0) accentua questa tendenza.
• Il coefficiente b̄, invece, diminuisce all’aumentare della rotazione, e i capelli rendono questa diminuzione più rapida.
• Il parametro k, come detto, smorza questi effetti “pelosi”, riportando i coefficienti verso i valori del buco nero di Kerr.

Questo significa che, in linea di principio, misurando con precisione come la luce viene deviata, potremmo capire se un buco nero ha i capelli corti oppure no!

M87* e Sgr A*: Simulazioni con i Capelli

Il passo successivo è stato applicare questo modello ai nostri “vicini” supermassicci, M87* e Sgr A*. Usando la massa e la distanza stimate per questi oggetti, i ricercatori hanno simulato cosa dovremmo osservare se fossero buchi neri rotanti con capelli corti. Hanno calcolato tre grandezze osservabili principali legate alle immagini relativistiche:

1. Posizione angolare (θ∞): L’angolo apparente nel cielo a cui vediamo convergere le immagini relativistiche più interne.
2. Separazione angolare (S): La differenza angolare tra la prima immagine relativistica (la più esterna e luminosa) e le altre immagini più interne raggruppate.
3. Rapporto di magnificazione (r_mag): Quanto è più luminosa la prima immagine rispetto a tutte le altre messe insieme.

I risultati? La presenza dei capelli (Q_m) tende a ridurre la posizione angolare θ∞ e la separazione S rispetto a un buco nero di Kerr, mentre aumenta il rapporto di magnificazione r_mag. L’aumento della rotazione (a) ha effetti simili su S e r_mag, ma tende ad aumentare θ∞. I capelli, quindi, modificano queste tendenze.

Le differenze previste, però, sono piccolissime! Parliamo di micro-arcosecondi (µas). Ad esempio, la differenza in θ∞ tra un buco nero con capelli corti (con k=1.5 e un certo Q_m) e un buco nero di Kerr, simulando M87*, potrebbe essere di circa 3 µas. Per Sgr A*, circa 3.4 µas. La risoluzione attuale dell’EHT è di circa 20 µas… quindi, per ora, non riusciamo a distinguere questi dettagli sottili. Ci servirà la prossima generazione di telescopi!

0). Le differenze nella dimensione e forma dell’ombra sono sottili ma misurabili in linea di principio. Grafica scientifica ad alta risoluzione, obiettivo macro 100mm per focalizzarsi sui dettagli del bordo dell’ombra, illuminazione controllata per evidenziare le differenze.” />

Il Ritardo Temporale: Una Possibile Chiave?

Ma c’è un’altra freccia all’arco dei fisici: il ritardo temporale. Quando si formano immagini multiple a causa del lensing, la luce che percorre traiettorie diverse impiega tempi diversi per raggiungerci. La differenza di tempo tra l’arrivo di due immagini si chiama ritardo temporale.

Qui le cose si fanno davvero interessanti! Le simulazioni mostrano che la differenza nel ritardo temporale tra la prima e la seconda immagine relativistica (ΔT_2,1) per un buco nero con capelli corti può essere significativamente diversa da quella di un buco nero di Kerr o Kerr-Newman.

• Per Sgr A*, la differenza potrebbe essere di qualche minuto. Ancora difficile da misurare.
• Ma per M87*, la differenza potrebbe arrivare a decine o addirittura più di cento ore!

Questo sì che è un segnale potenzialmente misurabile! Se in futuro riuscissimo a risolvere queste singole immagini relativistiche e a misurarne il ritardo temporale con precisione, avremmo uno strumento potentissimo per distinguere i buchi neri con capelli corti dai loro cugini “calvi” e per sondare la fisica esotica vicino all’orizzonte degli eventi.

L’EHT Mette i Paletti: Cosa Ci Dicono i Dati Attuali?

Infine, i ricercatori hanno usato i dati reali dell’EHT sulla dimensione dell’ombra di M87* e Sgr A* per vedere quali combinazioni dei parametri (rotazione a, capelli Q_m, e parametro k) sono compatibili con le osservazioni.

Il risultato? Il modello di buco nero rotante con capelli corti è perfettamente compatibile con i dati attuali dell’EHT, entro gli intervalli di confidenza statistica. Non possiamo escludere che i buchi neri reali abbiano questi “capelli corti”. I dati attuali pongono dei limiti: ad esempio, per una data rotazione, il valore massimo possibile per i capelli (Q_m) è vincolato. Inoltre, si conferma che per valori grandi del parametro k, diventa quasi impossibile distinguere l’effetto dei capelli da un normale buco nero di Kerr, anche con dati futuri.

Conclusioni (Provvisorie) di un Viaggio ai Confini

Allora, cosa ci portiamo a casa da questo studio? Che l’idea dei buchi neri “con capelli corti” non è solo un’elucubrazione teorica, ma un modello che potrebbe descrivere meglio la realtà complessa dell’universo, dove i buchi neri non sono soli. Questi capelli modificano gli effetti di lensing gravitazionale forte e, soprattutto, potrebbero lasciare una firma distintiva nel ritardo temporale tra le immagini multiple, specialmente per giganti come M87*.

I dati attuali dell’EHT sono compatibili con questo modello, ma non ancora abbastanza precisi per confermarlo o smentirlo definitivamente rispetto al modello standard di Kerr. La caccia è aperta! La prossima generazione dell’EHT e futuri osservatori potrebbero avere la risoluzione necessaria per scovare questi sottili effetti e dirci, finalmente, se i buchi neri dell’universo hanno davvero bisogno di… una spuntatina!

Resta affascinante pensare che studiando come la luce danza attorno a questi mostri cosmici, possiamo sperare di svelare non solo la natura dei buchi neri stessi, ma forse anche indizi sulla materia oscura o su nuove leggi fisiche. L’universo ha ancora tanti segreti da raccontarci!

Fonte: Springer