Stabilito un limite alla crescita dei buchi neri 2016 – 2017



Stabilito un limite alla crescita dei buchi neri : Anche il più goloso dei buchi neri deve a un certo punto smettere di nutrirsi oppure nascondersi dalla vista, lo rivela uno studio teorico. Quanto può essere grande un buco nero? Dalle osservazioni effettuate, i rappresentati più grandi di questa categoria di oggetti (i cosiddetti “Super-Massive Black-Holes o SMBH) risiedono nei nuclei attivi di grandi galassie attive (spesso quasar) e raggiungono qualche decina di miliardi di masse solari. Tuttavia, fino ad oggi, nessuno aveva previsto un limite di principio alla loro crescita… adesso invece sembra che un limite ci sia, almeno per quanto riguarda l’accrescimento “canonico” tramite un disco di materia che ruota spiraleggiando attorno al SMBH, come ben rappresentato nel film “Interstellar”.

 L’ astronomo inglese Andrew King ha mostrato in un articolo pubblicato sul “Monthly Notices Letters” della “Royal Astronomical Society” che questi dischi sono instabili e, quando il SMBH è molto grande, tendono a frammentarsi e collassare in stelle invece di venire inghiottiti. King ha calcolato quanto un buco nero dovrebbe essere grande per mantenere un disco di accrescimento sul suo bordo esterno ed ha trovato un valore di circa 50 miliardi di masse solari. Questo valore è molto vicino ai valori effettivamente trovati sui più grandi SMBH, che arrivano a 40 e 30 miliardi si masse solari, rispettivamente nel caso del Quasar 0014+813 e del quasar al centro dell’ammasso H1821+643, entrambi riportati nella figura sottostante.

 Nel diagramma, la linea blu indica il cosiddetto “Limite di Eddington”, al di sopra del quale la pressione di radiazione sarebbe così forte da spazzare via il disco di accrescimento. Il parametro sulle ascisse è chiamato “spin parameter” ed è legato al verso di rotazione del disco rispetto al buco nero. L’unico modo per mantenere un disco di accrescimento attorno ad un SMBH più grande di 30 miliardi di masse solari è ipotizzare che la rotazione del disco sia nello stesso verso di quella del buco nero (“prograde accretion”) e in tal caso il limite si potrebbe innalzare fino a 270 miliardi di masse solari; in effetti, questo è cio che probabilmente accade nel sistema noto più massiccio (0014+813). Tuttavia, superati i 50 miliardi di masse solari, si va al di fuori dell’area di “accrezione caotica” (in grigio)

 Senza un disco di materia stabile, il buco nero smetterebbe di crescere e diventerebbe invisibile da grandi distanze, poichè questi oggetti vengono identificati proprio grazie alla intensa radiazione emessa dal disco. A questo punto, il buco nero potrebbe acquistare altra massa solo se una stella va a cadere dritta su di esso oppure se si fonde con un altro buco nero (“merging” indicato dalle linee tatteggiate).

 Il professor King ha detto:. “Il significato di questa scoperta è che gli astronomi hanno già trovato i buchi neri vicini al limite di massa e in futuro non dovremmo osservare masse molto più grandi di quelle che conosciamo, perché non ci sarebbe un disco luminoso. Si potrebbe, tuttavia, rilevare in altri modi, per esempio da come incurva i raggi di luce che passano molto vicino ad esso (lente gravitazionale) o forse, in futuro, da onde gravitazionali che di Einstein teoria generale della relatività predice verrebbero emesse nel processo di merging”.

 Una curiosità: un buco nero con la massa limite indicata avrebbe un raggio di quasi 1000 unità astronomiche, dunque potrebbe contenere comodamente tutto il sistema solare fino alla parte più interna della nube di Oort; inoltre, un eventuale astronauta che dovesse caderci dentro non subirebbe il processo di “spaghettificazione” dovuto alle enormi forze mareali che caratterizzano i buchi neri di massa stellare e questo grazie appunto alle grandi dimensioni (il gradiente di forza tra la testa e i piedi sarebbe di soli 7 picoNewton per kg).

Il documento originale (di cui riportiamo qui sotto l’ABSTRACT) è disponibile all’indirizzo: http://arxiv.org/abs/1511.08502

I show that there is a physical limit to the mass of a black hole, above which it cannot grow through luminous accretion of gas, and so cannot appear as a quasar or active galactic nucleus. The limit is Mmax simeq 5×10^10M_sun for typical parameters, but can reach Mmax simeq 2.7×10^11M_sun in extreme cases (e.g. maximal prograde spin). The largest black hole masses so far found are close to but below the limit. The Eddington luminosity simeq 6.5×10^48 erg/s corresponding to Mmax is remarkably close to the largest AGN bolometric luminosity so far observed. The mass and luminosity limits both rely on a reasonable but currently untestable hypothesis about AGN disc formation, so future observations of extreme SMBH masses can therefore probe fundamental disc physics. Black holes can in principle grow their masses above Mmax by non-luminous means such as mergers with other holes, but cannot become luminous accretors again. They might nevertheless be detectable in other ways, for example through gravitational lensing. I show further that black holes with masses ~ Mmax can probably grow above the values specified by the black-hole — host-galaxy scaling relations, in agreement with observation.





 

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