Molto tempo prima di Barbie, J Robert Oppenheimer si occupava di oggetti estremamente densi nell’universo. L’esistenza di oggetti o fenomeni teorici non impedisce ai fisici di studiarli. In effetti, questi oggetti teorici forniscono una base per spiegare eventi noti e potrebbero anche esistere nell’universo, grazie alla matematica. I buchi neri sono un esempio di tali oggetti. Per decenni, sono stati considerati stranezze teoriche che hanno causato problemi nella relatività generale di Einstein, fino a quando non sono stati scoperti nell’universo, dimostrando che la famosa teoria della gravità ha i suoi limiti.
J Robert Oppenheimer è stato uno dei fisici che ha contribuito in modo significativo alla comprensione di quanto può essere denso un oggetto prima di diventare un buco nero. Questo calcolo ha importanti implicazioni nelle osservazioni più rivoluzionarie di oggi. La relatività generale è stata pubblicata nel 1915 e nel 1916 il fisico tedesco Karl Schwarzschild ha trovato una soluzione alle equazioni di campo di Einstein che ha portato alla descrizione dei buchi neri. La sua soluzione è diventata singolare a un certo raggio, il che significa che i termini dell’equazione sono diventati infiniti. Da qui abbiamo ottenuto il termine “singolarità” per descrivere i buchi neri e anche il raggio di Schwarzschild, che rappresenta l’orizzonte degli eventi di un buco nero.
Negli anni successivi, gli scienziati hanno discusso sulla validità fisica di questa soluzione. Si è ipotizzato che le cose non dovessero semplicemente collassare su se stesse, ma che le forze interne dovessero respingere l’attrazione gravitazionale. Ad esempio, un pianeta non collassa su se stesso perché le forze tra gli atomi sono sufficienti a mantenerlo stabile. Una stella può essere molto più massiccia, ma l’energia rilasciata dalla fusione nucleare nel suo nucleo bilancia l’effetto della gravità.
Ma cosa succede quando una stella come il Sole smette di fondere? Collassa. Tuttavia, in passato non si pensava che questo collasso fosse inarrestabile. Gli effetti della meccanica quantistica avrebbero trasformato l’oggetto in una sfera densa composta da materia degenerata elettronicamente. Il materiale interno non sarebbe più un plasma classico, ma uno stato in cui interagiscono elettroni, protoni e neutroni (che sono tipi di fermioni).
I fermioni non possono occupare tutti lo stesso stato energetico contemporaneamente (questo è noto come principio di esclusione di Pauli) e questa proprietà crea una pressione che contrasta l’attrazione gravitazionale verso il collasso. Questi oggetti sono chiamati nane bianche e il Sole è destinato a diventare una di esse. Tuttavia, questa pressione quantistica non è un limite rigido.
Nel 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar ha calcolato che non può esistere una nana bianca di dimensioni indiscriminatamente grandi. Un oggetto non rotante composto da materia elettrodegenerata con una massa superiore a 1,4 volte quella del Sole (ora chiamato limite di Chandrasekhar) non ha una soluzione stabile. Questo limite è ora visto come la quantità di materia che una nana bianca può rubare da una compagna prima di diventare una supernova. Queste supernove di tipo Ia hanno tutte la stessa luminosità, rendendole un’ottima candela standard per misurare la distanza delle galassie. Ma qual è la soluzione stabile che è ancora più densa di una nana bianca? Una stella di neutroni!
Mentre le nane bianche erano note alla scienza nello stesso periodo in cui si svolgevano queste discussioni teoriche, le stelle di neutroni non erano ancora state scoperte. È stato necessario l’intervento di Joycelyn Bell Burnell nel 1967 con la scoperta delle prime pulsar (stelle di neutroni pulsanti) per portare queste teorie alla realtà.
Le stelle di neutroni consentono masse e densità ancora maggiori e il limite di stabilità è ora noto come limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff, dal nome di Oppenheimer e George Volkoff che lo hanno sviluppato nel 1939, grazie alle ricerche di Richard Tolman.
Per masse inferiori a tale limite, la repulsione a corto raggio tra i neutroni è sufficiente a bilanciare la gravità. Ma per masse maggiori, la stella di neutroni collasserà in un buco nero. Questo limite ci dice come le stelle massicce che diventano supernove possono trasformarsi in stelle di neutroni o buchi neri, a seconda della loro massa originale.
Recentemente, abbiamo avuto l’opportunità di testare il limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff con alcuni dei nostri esperimenti più avanzati: gli osservatori di onde gravitazionali. Le prime osservazioni storiche di collisioni tra stelle di neutroni (con i due oggetti che si fondono in un buco nero) ci hanno permesso di stimare il limite in un ambiente reale.
Nonostante la scoperta delle stelle di neutroni e dei buchi neri come oggetti reali, ci sono ancora molti misteri da risolvere riguardo a questi oggetti estremamente densi dell’universo. Ad esempio, la collisione di stelle di neutroni ha posto il limite tra 2,01 e 2,17 masse solari. Eppure, la pulsar più massiccia conosciuta ha una massa di soli 2,35 volte quella del Sole.
La strada per comprendere appieno gli oggetti più densi dell’universo è ancora lunga, ma grazie al contributo di fisici famosi come J Robert Oppenheimer, abbiamo fatto progressi significativi nella nostra conoscenza e comprensione finora.
