{"id":1090,"date":"-0001-11-30T00:00:00","date_gmt":"-0001-11-29T23:10:04","guid":{"rendered":""},"modified":"-0001-11-30T00:00:00","modified_gmt":"-0001-11-29T22:00:00","slug":"1090","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/1090\/","title":{"rendered":"Spesso in astrofisica si parla di singolarit\u00e0: non so bene che cosa sia."},"content":{"rendered":"

Naturalmente ci sarebbe molto da scrivere sulle singolarit\u00e0. Cercher\u00f2
\n di essere allo stesso tempo esaustivo e il pi\u00f9 conciso possibile.
\n Una singolarit\u00e0 \u00e8 un punto dello spazio-tempo (considerato come una stessa
\n entit\u00e0 geometrica) in cui la forza gravitazionale diviene infinita<\/strong>
\n e quindi la teoria della Relativit\u00e0 Generale di Einstein (che funziona
\n molto bene nel descrivere la struttura dell’Universo) non riesce pi\u00f9 a
\n dirci nulla. Questo \u00e8 stato ricavato per la prima volta partendo da certe
\n soluzioni alle equazioni del campo gravitazionale di Einstein trovate
\n da Karl Schwarzschild<\/strong> nel 1916. Nel punto di singolarit\u00e0 <\/p>\n

avr\u00f2 quindi una densit\u00e0 infinita<\/strong>. La singolarit\u00e0 si chiama
\n cos\u00ec perch\u00e8 difronte ad essa la fisica descritta dalla Relativit\u00e0 si ferma.
\n Nelle soluzioni delle equazioni che descrivono il sistema fisico compaiono
\n degli infiniti (si dice che le soluzioni divergono) e la teoria viene
\n meno. Di conseguenza la dove appaiono degli infiniti la teoria attuale
\n smette di funzionare, e quindi probabilmente deve entrare in gioco una
\n diversa fisica. In realt\u00e0 si riesce in qualche caso a maneggiare una teoria
\n di campo anche con gli infiniti (per esempio la rinormalizzazione nel
\n modello standard), quindi non \u00e8 detto che si debba sostituirla radicalmente.\"Nucleo<\/a>
\n Secondo la Relativit\u00e0 Generale le singolarit\u00e0 si formano in due modi.
\n Nel futuro, ad esempio attraverso il collasso gravitazionale delle stelle
\n molto massicce, che avviene inevitabilmente al termine della loro vita
\n dopo aver esaurito tutto il carburante per le reazioni termonucleari.
\n E nel passato, sotto certe ragionevoli condizioni, un universo che si
\n espande deve per forza essere iniziato con una singolarit\u00e0. Nel 1965 Roger
\n Penrose<\/strong>, che aveva una potente visione geometrica della Relativit\u00e0,
\n analizzando il comportamento dei coni di luce (che rappresentano in pratica
\n il passato e futuro di un evento nell’universo) dentro forti campi gravitazionali,
\n giunse alla conclusione che se un astro in fase di collasso avesse raggiunto
\n un certo limite chiamato orizzonte degli eventi<\/strong>, allora
\n la singolarit\u00e0 sarebbe stata inevitabile<\/strong>. Egli in pratica
\n dimostr\u00f2 che la teoria della Relativit\u00e0 Generale prediceva, attraverso
\n certe soluzioni alle equazioni di campo di Einstein, la sua stessa incompletezza,
\n affermando la sicura esistenza delle singolarit\u00e0.
\n Le singolarit\u00e0 nel futuro, cio\u00e8 quelle provocate dal collasso gravitazionale
\n di astri massicci, hanno l’interessante propriet\u00e0 di non essere visibili.
\n Le singolarit\u00e0 infatti si presentano solo in opportune regioni dello spazio-tempo
\n chiamate buchi neri <\/strong>che non ne permettono l’osservazione
\n essendo questi ultimi delimitati da una superificie da cui nessuna particella
\n e informazione pu\u00f2 uscire, l’orizzonte degli eventi<\/strong>.
\n Quando un corpo sufficientemente massivo implode, la superficie del materiale
\n collassa sotto il peso dell’attrazione gravitazionale delle sue parti
\n e non importa se questo collasso \u00e8 perfettamente a simmetrica sferica.
\n La superficie del materiale collassante comincia a vibrare con modi che
\n poi si smorzano a poco a poco e si assestano nello stato sfericamente
\n simmetrico con rilascio di onde gravitazionali. Ogni volta che si forma
\n un buco nero, deve cos\u00ec formarsi al suo interno una singolarit\u00e0.
\n Si possono scrivere le equazioni che regolano il comportamento della materia
\n fuori del buco nero senza che la singolarit\u00e0 possa influenzare gli andamenti
\n previsti da queste equazioni con la sua presenza. Questa assunzione \u00e8
\n detta del censore cosmico<\/strong> in forma debole<\/strong>.
\n Tale congettura protegge la predicibilit\u00e0 delle nostre osservazioni e
\n delle nostre misure fuori dal buco nero ma nulla ci dice su cosa possa
\n accadere dentro, quindi almeno come ipotesi tutto \u00e8 possibile. Nei buchi
\n neri rotanti (detti di Kerr in onore di Roy Kerr che li defin\u00ec nel 1963)
\n \u00e8 possibile teoricamente l’esistenza di cunicoli (wormhole<\/em>) che
\n potrebbero permettere l’attraversaversamento del buco nero e quindi l’osservazione
\n della singolarit\u00e0 e la riemersione in un altro universo, oppure nel passato
\n del nostro, tanto per fare degli esempi.<\/p>\n

\"Rappresentazione<\/p>\n

Se la Relativit\u00e0 non \u00e8 in grado di dirci nulla sulla singolarit\u00e0, \u00e8 chiaro
\n che molte ipotesi esotiche sono possibili quanto indimostrabili: cunicoli
\n tra due universi, cunicoli\/scorciatoie tra due due punti dello stesso
\n universo, cunicoli come macchine del tempo, un universo che termina con
\n un Big Cruch (grande collasso finale in un unica singolarit\u00e0) e simmetricamente
\n nascita di un nuovo universo con una nuova singolarit\u00e0, il Big Bang. Queste
\n due singolarit\u00e0 di inizio e fine dell’universo in un punto sono dette
\n anche singolarit\u00e0 alle due estremit\u00e0 del tempo.
\n Esiste anche una forma forte<\/strong> della congettura del censore
\n cosmico: essa afferma che queste strutture sono instabili quindi non \u00e8
\n possibile attraversare un buco nero o vedere una singolarit\u00e0. Risultato
\n della congettura del censore cosmico \u00e8 che la singolarit\u00e0 si trova sempre
\n nel futuro di un eventuale viaggiatore e che quindi rimane sempre inosservabile<\/strong>.
\n Quella nel passato che dovrebbe aver dato origine all’universo con la
\n sua esplosione nel Big Bang, rimane per ovvi motivi ugualmente inosservabile.
\n Quando si applica il principio del censore cosmico in forma forte, tutti
\n i buchi neri di Kerr, Reissner-Nordstr\u00f8m et similia (che hanno le interessanti
\n stranezze di tipo worm-hole) risultano tutti vietati perche’ in tali buchi
\n neri e’ falso che la singolarita’ si trovi nel futuro dell’osservatore.
\n Recentemente si \u00e8 scoperto che sono ammissibili anche buchi neri con orizzonte
\n degli eventi non sferico, con una topologia arbitraria e con pi\u00f9 di una
\n singolarit\u00e0 (per esempio in alcune soluzioni compare una singolarit\u00e0 usuale
\n e una singolarit\u00e0 a stringa detta stringa di Misner che \u00e8 tagliata in
\n almeno un punto dalla superficie dell’orizzonte degli eventi).<\/p>\n

Prima di dare una conclusiva e brevissima cronologia dei fatti e scoperte
\n salienti fatte attorno al fenomeno buchi neri-singolarit\u00e0, vorrei accennare
\n al fatto che si parla di singolarit\u00e0 ogni volta che una determinata formula
\n matematica diverge<\/strong>, cio\u00e8 tende all’infinito. Se tale
\n formula matematica rappresenta qualche processo, fisico<\/strong>,
\n tecnologico<\/strong>, economico<\/strong>, sociologico<\/strong>,
\n etc. allora si parla di singolarit\u00e0 in quel campo.<\/p>\n

Ad esempio recentemente si sta parlando di singolarit\u00e0
\n tecnologica<\/strong>. La repentina accelerazione<\/strong> del
\n progresso tecnologico porta ad una sempre maggiore velocit\u00e0 nell’elaborazione
\n del processo azione-conseguenza. Il cervello umano pu\u00f2 risolvere la maggior
\n parte dei problemi mille volte pi\u00f9 velocemente di quanto non possa fare
\n la selezione naturale<\/strong>. Nel creare i mezzi tecnologici
\n in aiuto al cervello per eseguire tali simulazioni ad una velocit\u00e0 molto
\n maggiore, si potrebbe entrare in un regime che \u00e8 tanto radicalmente diverso
\n dal nostro passato umano<\/strong> quanto noi lo siamo dagli animali
\n inferiori, che invece simulano tale processo alla velocit\u00e0 della selezione
\n naturale. Questo cambiamento pu\u00f2 rappresentare una dissipazione di tutte
\n le regole naturali e dell’identit\u00e0 umana in una fuga esponenziale al di
\n l\u00e0 di ogni controllo. Certamente, almeno per i pi\u00f9 allarmisti, questa
\n divergenza dello sviluppo tecnologico, non viene considerata meno pericolosa
\n di una singolarit\u00e0 contenuta in un buco nero!<\/small><\/p>\n

\u00a0<\/p>\n

Breve cronologia delle scoperte fatte nel campo dei buchi neri
\n e singolarit\u00e0.<\/strong><\/p>\n

1783: <\/font><\/strong>il pastore
\n anglicano John Michell<\/strong> rettore di Thornhill nello Yorkshire,
\n in un discorso alla Royal Society di Londra dichiara che se esistessero
\n in natura corpi con densit\u00e0 pari a quello del sole e diametro di 500 volte
\n maggiore, la loro luce (intesa allora come corpuscolo materiale e quindi
\n soggetta all’attrazione gravitazionale della terra) non potrebbe raggiungerci.<\/p>\n

1796: <\/font><\/strong>il matematico
\n francese Pierre-Simon de Laplace<\/strong> esponeva idee molto
\n simili a quelle di Michell, anche se poi ritrattate in seguito alla scoperta
\n di Young nel 1801 della natura ondulatoria della luce.<\/p>\n

1915: <\/font>Albert Einstein<\/strong>
\n presenta all’accademia Prussiana delle scienze quei straordinari risultati
\n contentuti nella sua Teoria della Relativit\u00e0 Generale, che gli avrebbero
\n garantito fama immortale. Nelle sue equazioni dimostra che la materia
\n e l’energia curvano lo spazio-tempo, e che la curvatura determina la dinamica
\n della materia. Le equazioni del campo gravitazionale contengono sia la
\n geometria dello spazio tempo che le sorgenti del campo stesso.<\/p>\n

1916: <\/font>Karl Schwarzschild<\/strong>,
\n direttore dell’osservatorio di Potsdam, in Polonia, presenta la prima
\n soluzione esatta alle equazioni di Einstein della Relativit\u00e0 Generale.
\n Egli prende in esame una situazione abbastanza semplice, il campo gravitazionale
\n esternamente ad una sfera uniforme di materia non carica ma, nonostante
\n la semplicit\u00e0, il modello descrive perfettamente cosa accade nelle vicinanze
\n di corpi come il Sole o a grandi distanze, dove il campo gravitazionale
\n \u00e8 debole e la Relativit\u00e0 si riconduce alle equazioni di Newton. Esiste
\n un punto nelle soluzioni di Schwarzschild in cui l’andamento diverge,
\n cio\u00e8 ad un valore uguale al raggio detto di Schwarzschild, si presenta
\n un infinito e quindi la soluzione possiede una singolarit\u00e0.<\/p>\n

Negli anni successivi Sir Arthur Eddington<\/strong>
\n dichiara che tale valore limite determina una barriera oltre la quale
\n un astro non pu\u00f2 pi\u00f9 comprimersi. Chiam\u00f2 tale limite un “cerchio
\n magico”, impenetrabile a qualunque osservazione.<\/p>\n

1918<\/strong><\/font>: il tedesco
\n H. Reissner<\/strong> e il danese G. Nordstr\u00f8m<\/strong>
\n risolvono le equazioni di campo Einstein-Maxwell per sistemi carichi sfericamente
\n simmetrici.<\/p>\n

1923<\/strong><\/font>: George
\n Birkhoff<\/strong> prova che la geometria dello spazio-tempoproves di Schwarzschild
\n \u00e8 l’unica soluzione delle equazioni di campo di Einstein nel vuoto.<\/p>\n

1930: <\/font><\/strong>l’allora
\n giovanissimo Subrahmanyan Chandrasekhar<\/strong> (che sar\u00e0 chiamato
\n universalmente “Chandra”), una presenza costante, eclettica
\n e di straordinaria produttivit\u00e0 nella fisica del ‘900, durante il viaggio
\n dall’India a Cambridge che lo porter\u00e0 ad essere allievo di Eddington,
\n comici\u00f2 a fare dei calcoli sulle stelle nane bianche. Trov\u00f2 che le stelle
\n con massa sopra le 1.4 volte quella del sole, sarebbero collassata in
\n un oggetto ancora pi\u00f9 compatto delle nane bianche.<\/p>\n

1931: <\/font>Lev Davidovic
\n Landau <\/strong>ricav\u00f2 un risultato analogo a quello di Chadra, ipotizzando
\n l’esistenza delle stelle di neutroni, corpi molto ridotti in dimensioni,
\n che rappresentavano un ulteriore stadio finale per le stelle. Da notare
\n che il primo astro di tale tipo, nella nebulosa del Granchio, sar\u00e0 osservato
\n solo molti anni dopo, precisamente nel 1968.<\/p>\n

1934: <\/font><\/strong>anche
\n due astronomi di Pasadena, Walter Baade<\/strong> e Fritz
\n Zwicky<\/strong>, conclusero che probabilmente potevano esistere due tipi
\n di stati finali degeneri per le stelle, le nane bianche e le stelle di
\n neutroni.<\/p>\n

1933: <\/font><\/strong>un serio
\n attacco alla divergenza che si presentava al raggio di Schwarzschild sopraggiunse
\n con il lavoro di un prete belga che divenne presidente della Pontificia
\n Accademia delle Scienze, Georges Lemaitre<\/strong>. Egli ha dimostrato
\n come, con un opportuno cambiamento di coordinate, fosse possibile eliminare
\n il problema. La metrica, con le nuove coordinate, non manifestava pi\u00f9
\n alcun comportamento patologico ma, anzi, funzionava benissimo. Questi
\n scritti attrassero l\u2019attenzione di un cosmologo, Howard Percy
\n Robertson<\/strong>, il quale osserv\u00f2 che il tempo scorre normalmente per
\n un osservatore che decidesse di attraversare l\u2019enigmatico orizzonte
\n degli eventi; questo tempo per\u00f2 apparirebbe man mano sempre pi\u00f9 rallentato
\n ad un osservatore che, ben lontano dal buco nero, osservasse il viaggio
\n dell\u2019astronauta. Questi lavori per\u00f2 non ebbero molta fortuna e lo
\n stesso Einstein non perse tempo nel criticarli assieme al concetto di
\n singolarit\u00e0, affermando che la materia non poteva concentrarsi arbitrariamente.\n <\/p>\n

1939: <\/font><\/strong>curiosamente
\n appena due mesi dopo la sopracitata critica di Einstein, usc\u00ec un lavoro
\n di Robert Oppenheime<\/strong>r e del suo allievo Hartland
\n Snyder<\/strong>, che \u00e8 riconoscituo universalmente come il primo<\/strong>
\n vero e fondamentale passo verso la scoperta dei buchi neri. Studiando
\n con la fluidodinamica relativistica il collasso di una stella di massa
\n non molto superiore a quella del sole, che abbia esaurito il combustibile
\n per le reazioni termonucleari, essi hanno predetto la contrazione inarrestabile
\n e continua che avrebbe fatto spostare la frequenza della luce verso il
\n rosso fino a che l’astro sarebbe diventato invisibile. L’inarrestabilit\u00e0
\n del processo di contrazione avrebbe poi portato alla creazione di una
\n singolarit\u00e0 temporale infinita, tagliata fuori da possibilit\u00e0 di comunicazione
\n con il resto dell’universo. Inoltre un altro allievo di Oppenheimer, George
\n Volkoff<\/strong> contribu\u00ec ad usare le conoscenze dell’epoca sulla fisica
\n atomica e nucleare (siamo in pieno progetto Manhattan da cui sarebbe uscita
\n la bomba atomica) per calcolare a che cosa sarebbe dovuta assomigliare
\n una stella di neutroni.<\/p>\n

Dopoguerra e anni ’60.<\/font><\/strong>
\n Dopo la divisione politica nei due blocchi, si \u00e8 verificato anche una
\n diverso interesse per i buchi neri. All’Est i lavori di Oppenheimer erano
\n citati regolarmente nei testi accademici di fisica, ad esempio, mentre
\n ad ovest la questione fu apparentemente dimenticata. Negli anni ’60 la
\n scuola di Mosca di cosmologia e relativit\u00e0 ha portato a tante interessanti
\n scoperte anche nel campo dei buchi neri. Yakov Zel’dovic <\/strong>afferm\u00f2
\n che essendo la natura dei buchi neri essenzialmente passiva, la sola speranza
\n di rilevarli era quella di riuscire a localizzarli in base agli effetti
\n gravitazionali sulle stelle o nubi di gas circostanti. Come tesi egli
\n ha posto che l’osservazione del cielo in raggi-X doveva permetterci di
\n osservare le strutture pi\u00f9 ricche di energia dell’universo, i gas pi\u00f9
\n caldi, la gravit\u00e0 pi\u00f9 forte, e quindi indirettamente anche i buchi neri.
\n Negli Stati Uniti l’interesse rifior\u00ec grazie ad un brillante scienziato,
\n George Wheeler<\/strong>. Lui insieme a, David Finkelstein<\/strong>,
\n Martin Kruskal <\/strong>e George Szekeres<\/strong> osservarono,
\n \u00e8 bene sottolinearlo tutti quanti separatamente, che con un opportuno
\n cambiamento di coordinate si poteva eliminare la singolarit\u00e0 di Schwarzschild,
\n dimostrando cos\u00ec che si tratta di una singolarit\u00e0 apparente dovuta ad
\n una cattiva scelta di coordinate. I tre ricercatori, quasi quarant\u2019anni
\n dopo Schwarzschild, riuscirono nella mirabile impresa di \u201cabbattere\u201d
\n il cerchio magico eretto da Eddington. Quando Kruskal arriv\u00f2 a questo
\n risultato, gli sembr\u00f2 troppo banale per essere pubblicato e fu proprio
\n grazie a Wheeler, che pot\u00e9 essere conosciuto dalla comunit\u00e0 scientifica.
\n In questi anni, grazie alle scoperte astronomiche sulle radiogalassie
\n e quasar sopratutto, si parlava ormai pure di buchi neri supermassivi,
\n cio\u00e8 di oggetti oscuri con masse di milioni o miliardi di volte la massa
\n del sole e delle dimensioni un sistema solare. Le prove osservative della
\n loro esistenza, oggi sono persino pi\u00f9 cogenti di quelli di taglia stellare.
\n Galassie giganti vicine come M 87 (Virgo-A), o galassie attive (i cosidetti
\n nuclei galattici attivi) sono le migliori possibilit\u00e0 di scoprire gli
\n effetti della presenza di questi buchi neri giganti.
\n Con questa impresionate serie di scoperte astrofisiche e con l’affinamento
\n delle tecniche matematiche pi\u00f9 potenti fiorirono cos\u00ec gli studi teorici.
\n Si pu\u00f2 dire che per la relativit\u00e0 e buchi neri si sono delineate dopo
\n la guerra tre scuole principali: quella di Cambridge fondata da Eddington
\n e proseguita con Dennis Sciama, Chandrasekhar, Roger Penrose e Stephen
\n Hawking, l’altra a Mosca guidata da Zel’dovic e la terza a Princeton guidata
\n da Wheeler che pu\u00f2 reputarsi il padre del termine buco nero.<\/p>\n

1963:<\/font><\/strong> il fisico
\n neozelandese Roy Kerr<\/strong>, ha risolto le equazioni di Einstein
\n nel vuoto per campi gravitazionali generati da sistemi massivi rotanti.
\n Queste soluzioni sono piuttosto intriganti poich\u00e8 come gi\u00e0 detto sopra
\n nel corpo della risposta, presentano una struttura tale da poter teoricamente
\n permettere l’esistenza dei wormhole<\/em>, e quindi di viaggi nel tempo
\n e osservazioni della singolarit\u00e0.<\/p>\n

1964:<\/font><\/strong> il matematico
\n Roger Penrose<\/strong> a Cambridge prova che una stella implodente
\n necessariamente deve produrre una singolarit\u00e0 una volta che abbia formato
\n l’orizzonte degli eventi.<\/p>\n

1965:<\/font><\/strong> Ezra
\n Newman<\/strong>, insieme a E. Couch, K. Chinnapared, A. Exton, A. Prakash,
\n e Robert Torrence risolve le equazioni di Einstein-Maxwell per sistemi
\n massivi rotanti e carichi.<\/p>\n

1967:<\/font><\/strong> Werner
\n Israel<\/strong> dimostra che tutti i buchi neri non rotanti sono oggetti
\n semplici e la sola propriet\u00e0 necessaria a caratterizzarli e a differenziarli,
\n \u00e8 la massa.<\/p>\n

1968:<\/font><\/strong> Brandon
\n Carter<\/strong> usa la teoria di Hamilton-Jacobi per derivare equazioni
\n del moto al primo ordine per il moto di particelle cariche immerse nel
\n campo gravitazionale esterno di un buco nero di tipo Kerr-Newman.<\/p>\n

1969:<\/font><\/strong> Roger
\n Penrose<\/strong> discute il processo (che porter\u00e0 il suo nome) per l’estrazione
\n dell’energia rotazionale da un buco nero di tipo Kerr. Questa sar\u00e0 un’intuizione
\n molto importante che dimostra che i buchi neri sono un po’ meno neri di
\n quanto si creda e che culminer\u00e0 pochi anni dopo nei lavori di Hawking.
\n Nondimeno sar\u00e0 importante per le ricadute sulle osservazioni e teorie
\n astrofisiche dei nuclei galattici attivi, sulla loro energetica e sulla
\n effettiva osservabilit\u00e0 dei buchi neri grazie alla loro attivit\u00e0. Nello
\n stesso cruciale anno Penrose enuncia inoltre i suoi famosi teoremi sulla
\n congettura del censore cosmico, e sulla conseguente invisibilit\u00e0 delle
\n singolarit\u00e0.<\/p>\n

1971:<\/font><\/strong> le osservazioni
\n che da anni erano state fatte con i satelliti nei raggi-X della sorgente
\n Cygnus X-1, portano tale sorgente ad essere considersata il primo esempio
\n di probabile candidato per un sistema stellare binario in cui una delle
\n due compagne \u00e8 un buco nero. Edwin Salpeter<\/strong> afferma in
\n proposoto che un buco nero in Cygnus X-1 \u00e8 l’ipotesi pi\u00f9 prudente.<\/p>\n

1972:<\/font><\/strong> a Cambridge
\n un allievo di Penrose, Stephen Hawking<\/strong> in collaborazionme
\n con George Ellis <\/strong>fa entusiasmanti scoperte nel campo
\n dei buchi neri. Egli prova che l’orizzonte degli eventi classico non pu\u00f2
\n decrescere. Nello stesso anno Hawking enuncia insieme a James
\n Bardeen<\/strong> e Brandon Carter<\/strong>, quattro leggi per
\n la dinamica dei buchi neri in analogia alle leggi della termodinamica
\n e due principi analoghi al primo e secondo principio della termodinamica.
\n Sempre in quell’anno Jacob Bekenstein<\/strong> suggerisce che
\n un buco nero abbia una entropia proporzionale alla superficie dell’orizzonte
\n degli eventi dovuta ad effetti di perdita di informazione e conseguente
\n aumento di disordine sotto l’orizzonte.<\/p>\n

1973:<\/font><\/strong> David
\n Robinson<\/strong>, partendo dal lavoro di Carter del ’68 e quelli di Hawking,
\n dimostra la congettura di Wheeler, oggi conosciuta come Teorema No Hair.
\n Lo stadio finale di una stella collassante \u00e8 ristretto a sole sole quattro
\n possibilit\u00e0 e queste sono le quattro soluzioni delle equazione di Einstein
\n per buchi neri rotanti (di Kerr), e fatto fondamentale, i parametri che
\n intervengono in queste soluzioni sono solo la massa la velocit\u00e0 di rotazione
\n e la carica.<\/p>\n

1974:<\/font><\/strong> Stephen
\n Hawking<\/strong> applicando la teoria quantistica dei campi ai buchi neri
\n dello spazio-tempo, mostra che essi irradiano particelle con uno spettro
\n di corpo nero, e che questo processo pu\u00f2 portarli all’evaporazione. E’
\n la pi\u00f9 importante delle sue scoperte e che gli ha valso la laurea honoris
\n causa a Cambridge, nonch\u00e8 la cattedra di fisica che un tempo era stata
\n di Sir Isaac Newton.<\/p>\n

1975:<\/font><\/strong> le notevoli
\n scoperte sui buchi neri dei primi anni ’70 portarono di nuovo Chandrasekhar<\/strong>
\n a riversare la sua energia intellettuale su questi oggetti. Ne \u00e8 scaturito,
\n anni dopo, un trattato sulla matematica dei buchi neri pieno di virtuosismi
\n matematici ed elaborate manipolazioni teoriche, autodisciplinate dalla
\n sua consueta precisione e che usc\u00ec in stampa quando lui aveva 72 anni.
\n Il recente satellite spaziale americano per osservazioni del profondo
\n cielo nei raggi-X e dedicato principalmente a cercare prove stringenti
\n dell’esistenza dei buchi neri \u00e8 stato chiamato Chandra<\/a> in suo onore.<\/p>\n

Mi sembra bello far terminare quindi questa cronistoria,
\n che \u00e8 partita da Michell, con il telescopio spaziale Chadra.<\/p>\n

\u00a0<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

[…]<\/p>\n","protected":false},"author":177,"featured_media":0,"comment_status":"closed","ping_status":"open","sticky":false,"template":"","format":"standard","meta":{"footnotes":""},"categories":[21],"tags":[],"class_list":["post-1090","post","type-post","status-publish","format-standard","hentry","category-stelle-e-buchi-neri"],"_links":{"self":[{"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/1090","targetHints":{"allow":["GET"]}}],"collection":[{"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/posts"}],"about":[{"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/types\/post"}],"author":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/users\/177"}],"replies":[{"embeddable":true,"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/comments?post=1090"}],"version-history":[{"count":0,"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/posts\/1090\/revisions"}],"wp:attachment":[{"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/media?parent=1090"}],"wp:term":[{"taxonomy":"category","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/categories?post=1090"},{"taxonomy":"post_tag","embeddable":true,"href":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/wp-json\/wp\/v2\/tags?post=1090"}],"curies":[{"name":"wp","href":"https:\/\/api.w.org\/{rel}","templated":true}]}}