Buchi Neri e Microquasar: Indizi sulla Violazione della Simmetria di Lorentz?

Ciao a tutti, appassionati di misteri cosmici! Oggi voglio portarvi con me in un’avventura ai confini della fisica conosciuta, là dove le leggi che governano l’universo sembrano piegarsi e forse… rompersi. Parleremo di buchi neri, di oggetti celesti esotici chiamati microquasar e di una teoria un po’ bizzarra ma affascinante: la gravità bumblebee (sì, come il bombo!). Il nostro obiettivo? Usare le osservazioni di questi mostri cosmici per mettere alla prova questa teoria e vedere se uno dei pilastri della fisica moderna, la simmetria di Lorentz, regge davvero in condizioni estreme.

Cos’è questa storia della Simmetria di Lorentz e perché dovrebbe rompersi?

Allora, partiamo dalle basi. La simmetria di Lorentz è un concetto fondamentale che sta alla base della Relatività Speciale di Einstein e del Modello Standard delle particelle. In parole povere, dice che le leggi della fisica sono le stesse per tutti gli osservatori che si muovono a velocità costante, indipendentemente dalla loro velocità o direzione. È un’idea elegantissima che ha funzionato alla grande per oltre un secolo.

Però, noi fisici siamo tipi curiosi e ci piace spingere le teorie al limite. Ci chiediamo: e se questa simmetria non fosse perfetta? Se a energie altissime, o in campi gravitazionali potentissimi come quelli vicino a un buco nero, questa regola venisse meno? Teorie che cercano di unificare la gravità con la meccanica quantistica, come la gravità quantistica a loop o estensioni del Modello Standard, a volte *prevedono* piccole violazioni della simmetria di Lorentz (LSB – Lorentz Symmetry Breaking).

Qui entra in gioco la gravità bumblebee metrico-affine. È una teoria di gravità modificata dove si introduce un campo speciale, chiamato appunto “campo bumblebee”. Questo campo, un po’ come un bombo che ronza nello spaziotempo, può acquisire spontaneamente un “valore” non nullo nel vuoto. Quando succede, *zac*, la simmetria di Lorentz si rompe! Questa rottura non è arbitraria, ma è quantificata da un parametro, che chiameremo α (alfa). Se α è zero, torniamo alla cara vecchia Relatività Generale di Einstein. Ma se α è diverso da zero, le cose si fanno interessanti e la geometria dello spaziotempo viene modificata.

Perché ci interessa tanto questo α? Beh, vincolare questo parametro, cioè capire quali valori può assumere (o non assumere) basandoci sulle osservazioni, è cruciale. Ci permette di:

• Verificare se queste teorie “esotiche” sono compatibili con quello che vediamo nell’universo.
• Capire meglio la struttura fondamentale dello spaziotempo.
• Potenzialmente, scoprire nuova fisica!

E quale posto migliore per cercare effetti di gravità estrema se non vicino ai buchi neri?

L’Ombra del Buco Nero: Una Lente sulla Gravità Modificata

Avete presente le incredibili immagini dei buchi neri supermassicci M87* e Sagittario A* (Sgr A*) catturate dall’Event Horizon Telescope (EHT)? Quella specie di “ciambella” luminosa con un buco nero al centro? Ecco, quella regione scura è l’ombra del buco nero. Non è il buco nero stesso, ma l’effetto della sua potentissima gravità sulla luce che proviene da dietro (di solito dal disco di accrescimento caldissimo che lo circonda). La gravità deforma lo spaziotempo a tal punto che anche la luce viene intrappolata o deviata, creando questa silhouette oscura.

La cosa affascinante è che la dimensione e la forma di quest’ombra dipendono *esattamente* dalla geometria dello spaziotempo attorno al buco nero. Se la gravità è descritta dalla Relatività Generale standard (cioè, α = 0 nel nostro modello bumblebee), l’ombra ha una certa dimensione prevista. Ma se la gravità bumblebee è all’opera (α ≠ 0), la geometria cambia e, di conseguenza, anche l’ombra!

Nel nostro studio, abbiamo calcolato come cambia la dimensione dell’ombra di un buco nero descritto dalla gravità bumblebee metrico-affine al variare del parametro α. Abbiamo scoperto che, partendo da α = 0 (il caso standard di Schwarzschild), all’aumentare di α, l’ombra prima si *ingrandisce* leggermente, raggiunge un massimo per α = 4/3, e poi torna a *rimpicciolirsi*. Curiosamente, per α = 8/3, l’ombra ha di nuovo la stessa dimensione del caso standard!

Abbiamo quindi preso i dati reali dell’EHT per M87* e Sgr A*. L’EHT non misura direttamente la dimensione, ma il suo diametro angolare visto dalla Terra e un parametro chiamato δ (delta), che misura quanto l’ombra osservata devia da quella prevista da Schwarzschild. Confrontando le nostre previsioni teoriche (come varia l’ombra con α) con i valori misurati e i loro margini di errore (a diversi livelli di confidenza, 1σ e 2σ), siamo riusciti a stabilire degli intervalli di valori permessi per α.

Per esempio, usando i dati sull’ombra di M87*, abbiamo trovato che α dovrebbe trovarsi tra -0.11 e 2.77 (con confidenza 1σ) o tra -0.53 e 3.19 (con confidenza 2σ). Per Sgr A*, i vincoli sono un po’ diversi, suggerendo intervalli come [-0.92, 0.52] unito a [2.15, 3.59] (a 1σ). Questi risultati ci dicono che, basandosi solo sulle ombre, la gravità bumblebee è compatibile con le osservazioni per un’ampia gamma di valori di α, inclusi valori non nulli!

Ascoltando il “Battito” dei Microquasar: Le Oscillazioni Quasi-Periodiche (QPO)

Ma le ombre non sono l’unico strumento a nostra disposizione. Possiamo “ascoltare” l’ambiente estremo vicino ai buchi neri osservando le Oscillazioni Quasi-Periodiche (QPO). Cosa sono? Immaginate un buco nero stellare (qualche decina di volte la massa del Sole) che sta “mangiando” gas da una stella compagna. Questo gas forma un disco di accrescimento caldissimo che emette raggi X. Analizzando attentamente questa emissione, a volte si notano delle variazioni di luminosità quasi regolari, delle specie di “pulsazioni” a frequenze molto alte (centinaia di volte al secondo!). Queste sono le QPO.

Si pensa che le QPO siano legate ai moti orbitali del gas nel disco, molto vicino all’orizzonte degli eventi. In particolare, potrebbero essere collegate alle cosiddette frequenze epicicliche. Immaginate una particella di gas in orbita circolare stabile. Se viene leggermente perturbata, non tornerà subito all’orbita esatta, ma inizierà a oscillare attorno ad essa, sia radialmente (avvicinandosi e allontanandosi dal buco nero) sia verticalmente (su e giù rispetto al piano orbitale). Queste oscillazioni hanno frequenze caratteristiche (la frequenza epiciclica radiale ω_r e quella verticale ω_θ) che dipendono *criticamente* dalla geometria dello spaziotempo dettata dalla gravità.

E qui casca l’asino (o meglio, il bombo!): se la gravità è quella bumblebee con α ≠ 0, le frequenze epicicliche saranno diverse da quelle previste dalla Relatività Generale!

Ci siamo concentrati su due microquasar galattici ben noti, GRO J1655-40 e XTE J1550-564. Questi oggetti mostrano spesso QPO ad alta frequenza con una caratteristica particolare: compaiono in coppia, con frequenze che stanno quasi sempre in un rapporto preciso, tipicamente 3:2. Un modello teorico popolare, chiamato “modello di risonanza”, suggerisce che questo rapporto emerga quando c’è una risonanza (un accoppiamento non lineare) tra l’oscillazione radiale e quella verticale del gas vicino all’orbita circolare stabile più interna (ISCO – Innermost Stable Circular Orbit).

Abbiamo calcolato le frequenze epicicliche (radiale e verticale) previste dalla gravità bumblebee metrico-affine in funzione del parametro α e della massa del buco nero. Poi abbiamo usato il modello di risonanza (in particolare, una versione chiamata “forced resonance model” dove si assume ν_U = ν_θ e ν_L = ν_θ – ν_r, dove ν sono le frequenze osservate dall’infinito) per confrontare le nostre previsioni con le frequenze QPO (ν_U e ν_L) effettivamente misurate per GRO J1655-40 e XTE J1550-564, tenendo conto anche delle stime della massa di questi buchi neri.

Risultati Sorprendenti e Cosa Significano

I risultati ottenuti dalle QPO sono stati ancora più stringenti di quelli delle ombre! Abbiamo scoperto che per far combaciare le frequenze teoriche con quelle osservate per questi due microquasar, il parametro α *deve* trovarsi in intervalli molto specifici:

• Per GRO J1655-40: α compreso tra 0.422 e 0.471.
• Per XTE J1550-564: α compreso tra 0.459 e 0.529.

Notate qualcosa di interessante? Questi intervalli sono:
1. Molto più stretti di quelli ottenuti dalle ombre dei buchi neri supermassicci.
2. Compatibili tra loro (c’è una piccola sovrapposizione).
3. Escludono α = 0!

Quest’ultimo punto è forse il più intrigante. Se questi risultati fossero confermati, suggerirebbero che, almeno per descrivere le QPO in questi microquasar, la Relatività Generale standard (corrispondente ad α = 0) potrebbe non essere sufficiente, e un modello come la gravità bumblebee con una piccola violazione della simmetria di Lorentz potrebbe funzionare meglio! Ovviamente, bisogna essere cauti. Si tratta solo di due oggetti e i modelli per le QPO sono ancora dibattuti.

È anche importante confrontare questi vincoli con quelli ottenuti da altri tipi di osservazioni. Ad esempio, studiando la precessione del perielio di Mercurio nel nostro Sistema Solare, si ottengono limiti *estremamente* più stringenti su α (vicinissimi a zero, tipo α < 10⁻¹¹). Questo non significa necessariamente che ci sia una contraddizione. Potrebbe voler dire che la violazione della simmetria di Lorentz, se esiste, si manifesta in modo diverso o con intensità diversa in regimi differenti (campi gravitazionali deboli come nel Sistema Solare vs. campi fortissimi vicino ai buchi neri).

Conclusioni (Provvisorie) di un Viaggio Affascinante

Cosa ci portiamo a casa da questa esplorazione? Abbiamo visto come osservazioni astrofisiche di oggetti estremi come i buchi neri supermassicci (attraverso le loro ombre) e i microquasar galattici (attraverso le loro QPO) possano diventare laboratori cosmici potentissimi per testare i fondamenti della fisica, come la validità della simmetria di Lorentz.

Il nostro studio sulla gravità bumblebee metrico-affine mostra che:

• Le ombre di M87* e Sgr A* sono compatibili con questa teoria per un certo intervallo di valori del parametro di violazione α.
• Le QPO dei microquasar GRO J1655-40 e XTE J1550-564 forniscono vincoli molto più stringenti su α, suggerendo valori piccoli ma non nulli e potenzialmente escludendo il caso della Relatività Generale standard (α=0) per questi sistemi specifici.

Questo lavoro evidenzia come l’astrofisica degli oggetti compatti sia diventata uno strumento cruciale per sondare la fisica fondamentale e cercare indizi su teorie che vanno oltre quelle attuali. Naturalmente, la ricerca non finisce qui. Serviranno dati più precisi, magari da future missioni come il telescopio spaziale a raggi X LOFT dell’ESA, e modelli teorici più raffinati per confermare o smentire questi primi, intriganti indizi.

Il viaggio per capire le leggi ultime dell’universo è appena iniziato, e i buchi neri, con i loro segreti oscuri e le loro “voci” quasi periodiche, sono tra le nostre guide più preziose!

Fonte: Springer