Un buco nero gigantesco scoperto nella Via Lattea grazie a un nuovo metodo di ricerca

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La maggior parte dei buchi neri scoperti finora nella Via Lattea ha una massa non superiore a 15 volte quella del nostro Sole: buchi neri “leggeri”, li definiscono gli astronomi, nel confronto con oggetti molto più grandi in galassie lontane. Ma a circa 15.000 anni luce da noi pare ci sia un buco nero con una massa mostruosa, circa 70 volte quella del Sole, scoperto da un gruppo internazionale di astronomi guidato da Jifeng Liu (Osservatorio Astronomico di Pechino) al quale ha partecipato anche Mario Lattanzi (Istituto Nazionale di Astrofisica di Torino). Lo studio, pubblicato su Nature, coglie di sorpresa astronomi e astrofisici perché, afferma Lattanzi, «buchi neri di quelle dimensioni non dovrebbero esistere nella Via Lattea, dato il tipo di stelle che ci sono nella nostra galassia: l’esistenza di questo mostruoso buco nero, che abbiamo chiamato LB-1, è adesso tutta da spiegare».

In realtà gli indizi della possibile esistenza di buchi neri così massicci erano già emersi con la rilevazione di particolari onde gravitazionali con gli interferometri Ligo e Virgo, onde che parevano essere prodotte dalla collisione tra buchi neri molto più massicci rispetto a ciò che si riteneva la norma. LB-1, però, è anomalo anche per altri motivi: innanzi tutto è particolarmente “silenzioso”, cioè non emette raggi X, ed è questo che lo ha mantenuto invisibile tanto a lungo; inoltre, gli ruota attorno una stella che impiega 79 giorni per una rivoluzione (un “anno”), un tempo molto lungo per una stella compagna di un buco nero.
Star LB-1
In genere, i buchi neri vengono scoperti quando sono accompagnati da una stella che ruota attorno a loro e dalla quale “risucchiano” gas in abbondanza, cosa che provoca l’emissione di raggi X. I buchi neri che non “banchettano” in questo modo risultano praticamente invisibili: «È per questo», afferma Jifeng Liu, «che dei 100 milioni di buchi neri che si stima esistano nella Via Lattea ne sono stati individuati solo un paio di dozzine».
Partendo dall’idea che potessero esistere buchi neri silenziosi, i ricercatori hanno avviato un programma di monitoraggio di migliaia di stelle per verificare se mostravano strani movimenti orbitali. Dall’analisi della luminosità di una di queste si è potuto capire che in certi momenti si avvicinava a noi, e in altri si allontanava, e questo ha suggerito che stesse ruotando attorno a qualcosa di invisibile, così, fatti i debiti calcoli, si è arrivati a scoprire il buco nero LB-1. Il lavoro, molto complesso, ha richiesto l’uso di diversi telescopi terrestri e poi anche del telescopio spaziale GAIA, per le conferme dei dati ottenuti, «ma adesso», conclude Jifeng Liu, «abbiamo un metodo per la ricerca di oggetti silenziosi di questo genere, e probabilmente ne troveremo molti altri».

Il metodo della velocità radiale

La tecnica indiretta della velocità radiale per l’individuazione di esopianeti rappresenta il passo successivo dell’astrometria. Sappiamo quanto è difficile misurare con esattezza la varizione di posizione di una stella in cielo, ma gli astronomi sono in grado di sfruttare ugualmente le perturbazioni gravitazionali indotte dal pianeta sulla stella ospite effettuando non misure di posizione, bensì sfruttando le variazioni di velocità indotte sulla stella ospite.

Il principio base su cui poggia il metodo della velocità radiale risiede nell’effetto Doppler, ovvero il cambiamento di frequenza dovuta ad una sorgente in movimento rispetto all’osservatore.

Spesso i due termini vengono scambiati fra loro, ma in realtà identificano la stessa procedura.

effetto-doppler
L’esempio dell’ambulanza per spiegare l’effetto Doppler

Abbiamo visto come la soluzione del problema di Keplero nel caso di due corpi (stella ed esopianeta) sia due ellissi; se consideriamo la proiezione dell’orbita lungo la linea di vista dell’osservatore si nota che la stella ospite si avvicina e si allontana da Terra, di conseguenza, le sue linee spettrali si sposteranno verso il blu (quando si avvicina) o verso il rosso (quando si allontana) in maniera periodica.

Il primo a proporre questo tipo di metodo fu Otto Struve (1897 – 1963), ma come spesso accade, con la tecnologia del tempo gli errori di misura e i limiti tecnologici rendevano impossibile sfruttarlo per l’osservazione di pianeti extrasolari; bisognava aspettare. Il primo esopianeta ad essere scoperto con effetto Doppler fu \gamma Cephei (Alrai) nel lontano 1988; ma sebbene nuove misure misero in discussione tale scoperta, solo nel 2000 si ebbe la conferma che effettivamente si trattava di un esopianeta (Alrai ab) di circa di 1,5 masse gioviane. Fu quindi nel 1995 che Mayor e Queloz scoprirono il primo vero esopianeta con questa metodologia: 51 Pegasi b. Oggi (2018) la tecnologia è ancora migliorata: lo spettrografo cileno HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher), operativo dal 2002, è in grado di misurare, per confronto con spettri di riferimento, misure di velocità radiali (e quindi varizioni di velocità della stella ospite) inferiori a 1 m/s (3,6 Km/h), ovvero una frazione millesima di pixel di una immagine CCD.

Stellar radial velocity demonstration

Valori così piccoli di velocità sono del tutto plausibili; per capire come si possa raggiungere precisioni estreme si osservi la seguente figura:

parametri-orbitali

Essa illustra i principali parametri di riferimento orbitali di un piano orbitale (inclinato) di un corpo celeste (pianeta) rispetto al cielo (piano tangente alla sfera celeste). Entrando in dettaglio, definiamo i parametri principali e le ipotesi di lavoro:

  • l’osservatore si trova in basso e guarda il disegno lungo l’asse z
  • la lettera N indica il nodo ascendente (notare il pano orbitale che attraversa il piano celeste dal basso a sinistra all’alto a destra)
  • la lettera \gamma indica il nodo ascendente.
  • la lettera (ω – \pi) indica l’angolo fra il punto di massimo avvicinamento alla stella (pericentro) e il punto in cui il corpo nel suo moto attraversa il piano di riferimento da Sud a Nord (nodo ascendente). La differenza rispetto a \pi indica che l’orientazione è opposta alla direzione dell’asse x.
  • I è l’inclinazione del piano orbitale rispetto piano di riferimento celeste (eclittica)

Usando questo sistema di coordinate, si possono calcolare le componenti dei vettori del piano orbitale lungo la base vettoriale (ijk) degli assi coordinati (x, y, z). La soluzione porta a tre formule poco utili ai nostri fini, quindi di solito si preferisce applicare una trasformazione di coordinate per ottenere le stesse espressioni in termini (v, \theta), ovvero velocità e vettore angolare posizione (più semplici da usare).

La soluzione delle equazioni è la tupla (vx(\theta), vy(\theta), vz(\theta)) ove le tre componenti hanno le seguenti espressioni:

component_x

component_y

component_z

Dove \theta è la posizione corrente del pianeta lungo la sua orbita nel tempo (ovvero \theta (t)): un’orbita completa corrisponde ad una variazione di \theta di 360°. Il parametro a è, come sempre, il semi asse maggiore mentre P è il periodo (che è possibile calcolare in base alla periodicità dello spostamento delle righe spettrali). Inoltre :

  • dato che in questo sistema di riferimento inerziale il baricentro rimane fisso, possiamo affermare che la distanza del pianeta e della stella variano in maniera proporzionale in funzione delle due masse Ms (massa della stella) e Mp (massa dell’eso pianeta).
  • ai fini del procedimento solo la componente del moto lungo la direzione di osservazione contribuisce all’effetto doppler, ovvero visto che l’osservatore guarda dal basso lungo la direzione z, consideriamo il solo contributo vz.

Aggiungendo le due precedenti considerazoni nella soluzione (v, \theta), possiamo calcolare l’ampiezza finale della variazione di velocità radiale (Vz) in funzione di vz e delle masse del sistema. Si ottiene:

La varizione dello spostamento Doppler è data dalla nota formula:

Dove c e la velocità della  luce, \Delta \lambda è la variazione della lunghezza d’onda a seguito dello spostamento dello spettro ed infine \lambda (t) è il valore della lunghezza d’onda misurata spettroscopicamente a riposo. Possiamo sostituire quindi tutte le variabili note nelle equazioni precedenti e ricavare per inversione il valore di Mp(la massa dell’esopianeta).

Le formule precedenti ovviamente forniscono solo il valore minimo della massa dell’esopianeta.

Per avere un’idea dell’ordine di grandezza delle misure di velocità, applichiamo per esempio la formula precedente al Sistema Solare per capire le variazioni di velocità che i pianeti impongono al Sole (trascurando sempre l’effetto degli altri N-1 pianeti):

Pianetaa (Km)M(Kg)M(1030Kg)eP (giorno)Ae (m/s)
Terra1,496 x 1085,972 x 10241,9890,0173658,95 x 10-2
Giove7,784 x 1081,899 x 10271,9890,0484332,55012,5
Saturno14,3353 x 1095,68 x 10261,9890,056510767,52,77

La Terra è riportata solo per confronto, comunque si nota come Giove imponga al Sole una variazione di velocità radiale di circa 12,5 m/s, mentre Saturno (più lontano e più piccolo) di 2,7 m/s.

Il problema inizia a diventare più complesso quando ci sono n esopianeti che orbitano intorno alla stella ospite: in questo caso ogni pianeta aggiunge il suo contributo all’ampiezza Ae, e la formula si complica un pò, perché deve tener conto delle masse Mi degli altri compagni del sistema planetario. Sotto l’ipotesi che le orbite dei pianeti non si influenzino a vicenda, possiamo  sommare i singoli contributi della coppia k (stella ospite, esopianeta), per cui  possiamo applicare la seguente relazione (qui riportata solo per la componente x delle coordinate):

La tecnica delle velocità radiali possiede pregi e difetti: anzitutto gli spettrometri devono essere progettati per raccogliere tanta luce: dato che la quantità di luce che arriva ad un telescopio dipende (anche) dall’inverso del quadrato della distanza, questo vuol dire che più è lontano il sistema planetario, più complicato sarà il sistema di raccolta/elaborazione della luce. Anche per questa metodologia, entra in gioco il fattore tempo: occorre analizzare il fenomeno per più periodi P prima di avere una misura accettabile dal punto di vista sperimentale.

Il sistema LB-1

LB-1 è un sistema stellare binario localizzato nella costellazione dei Gemelli e composto da una stella di classe spettrale B, indicata come LB-1 A, e da quello che si ritiene essere un enorme buco nero stellare, indicato come LB-1 B o LB-1 *, ad essa strettamente associato.

Il buco nero del sistema LB-1, indicato come LB-1 B or LB-1 *, avrebbe quindi, come detto poc’anzi, una massa pari a circa 70 masse solari. Considerando però che la metallicità della stella LB-1 A, è risultata pari a 1,2 ± 0,2 volte quella del Sole, e che è altamente probabile la stella che ha dato origine al buco nero, essendosi formata a brevissima distanza da LB-1 A all’interno della stessa nube molecolare, avesse i medesimi valori di tale stella, la massa del buco nero risulta essere più del doppio del massimo previsto dalle attuali teorie di evoluzione stellare, che prevedono che una stella progenitrice con valori di metallicità simili a quelli del Sole, qualunque sia la sua massa iniziale, non possa produrre alla sua morte un buco nero da più di 25 masse solari.

Star LB-1
Star LB-1 – WikiSky – December 2, 2019 – PD-HUBBLE Close-up screen capture image of the LB-1 star location at => 06h 11m 49.0763s +22° 49′ 32.686″

Si è aperta quindi una discussione per cercare di dare una spiegazione all’esistenza di un simile buco nero stellare che concordasse con le attuali teorie. È stato ad esempio ipotizzato che il sistema LB-1 sia in realtà un sistema triplo e che il compagno della stella LB-1 A non sia un semplice buco nero, bensì un buco nero binario costituito da due buchi neri di massa pari a 35 masse solari e orbitanti uno attorno all’altro a breve distanza, i quali agirebbero sulla stella come un unico buco nero più massiccio.
Altra ipotesi è che il sistema LB-1 fosse inizialmente un sistema triplo, costituito da LB-1 A e da due giganti di classe O molto vicine, ognuna di massa superiore alle 60 masse solari. La prima delle due stelle di classe O a terminare il suo ciclo vitale si sarebbe evoluta in un buco nero di massa pari a 20-30 masse solari che avrebbe poi inglobato pian piano la massa dell’altra stella di classe O.

L’ultima teoria, infine, è quella di una supernova fallita, che, però, porterebbe a una sostanziale modifica dei modelli di evoluzione stellare attuali. Il team di Jifeng Liu ha infatti calcolato che, già diminuendo di un fattore 3 la quantità di massa che si ritiene che una stella perda attraverso il vento stellare prima di esplodere in una supernova, per dare origine a un buco nero come quello ipotizzato servirebbe una stella progenitrice di massa pari a 200 masse solari, trascurando però il fatto che i modelli attuali prevedono, per la fine di una stella di siffatte dimensioni, una supernova a instabilità di coppia, ossia una supernova che smembra completamente la stella senza lasciare un residuo compatto (come, per l’appunto, un buco nero).

Il “fallimento” della supernova, ossia l’avvenimento di una supernova in cui il materiale espulso durante l’esplosione della stella progenitrice non possiede energia cinetica sufficiente per sfuggire alla gravità del nucleo collassante (né per spostarlo dalla sua orbita) e ricade così su di esso, contribuirebbe così a spiegare l’enorme massa del buco nero risultante e anche la forma quasi perfettamente circolare della stella LB-1 A. Tale circolarità, infatti, rende insostenibile l’ipotesi che LB-1 A sia una stella di passaggio, catturata dalla gravità di un buco nero preesistente, e rende anche impossibile pensare a una supernova “non fallita” come quella che avrebbe preceduto la formazione di un buco nero come quello in esame a partire da una singola progenitrice, poiché tale esplosione avrebbe certamente modificato l’orbita di LB-1 A, arrivando forse perfino a spazzarla via.

 

Riferimenti e approfondimenti

  1. A wide star–black-hole binary system from radial-velocity measurements – Jifeng Liu, Haotong Zhang, Xiangqun Cui – Nature volume 575pages 618–621(2019) – Published: 
  2. Michele Diodati, Un buco nero stellare di taglia XXXL, Medium, 5 dicembre 2019. URL consultato il 15 dicembre 2019.
  3. Roberto Soria, Did this black hole swallow a star?, EarthSky.org, 3 dicembre 2019.
  4. Jing Xuan Teng, Scientists spot black hole so huge it ‘shouldn’t even exist’ in our galaxy, Space Daily, 28 novembre 2019.
  5. Katie Mettler, Scientists find ‘monster’ black hole so big they didn’t think it was possible, in Washington Post, 29 novembre 2019.
  6. Michelle Starr, Scientists Just Found an “Impossible” Black Hole in The Milky Way Galaxy, su ScienceAlert, 27 novembre 2019. 
  7. Sinéad Baker, Chinese astronomers discovered a black hole so big it shouldn’t exist according to current scienceBusiness Insider, 29 novembre 2019. 
  8. Christopher Crockett, A newfound black hole in the Milky Way is weirdly heavy, ScienceNews, 27 novembre 2019. 

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