Luciano Rezzolla. Crediti: Wikimedia Commons / Luciano Rezzolla, Uwe Dettmar
Le conosco fin da bambina, le Tre Cime di Lavaredo. Le ho viste da lontano, percorrendo le strade del Cadore; le ho viste da vicino, percorrendo i sentieri che girano loro intorno, e per un certo periodo della mia vita mi sono anche interessata alle vie che portano sulle loro vette. Mai avrei pensato che queste tre dita di roccia puntate verso il cielo mi avrebbero aiutato, un giorno, a capire ciò che avviene al centro della nostra galassia.
La notizia si è diffusa oggi in tutto il mondo: abbiamo il volto di Sagittarius A* (o Sgr A*, in breve), il buco nero supermassiccio al centro della nostra galassia, grazie all’Event Horizon Telescope (Eht). Sono passati tre anni dalla prima immagine di un buco nero, quello al centro di M87. Nonostante il “nostro” buco nero supermassiccio sia molto più vicino di M87, e quindi si può essere portati a pensare che sia più semplice da osservare, non è stato affatto così. Per scoprire i dettagli della nuova immagine, per quale motivo sia stato più complicato ottenerla e avere un’idea di cosa comporta questa enorme scoperta scientifica, mi sono rivolta, oggi come tre anni fa, a Luciano Rezzolla, astrofisico della Goethe University di Francoforte e principal investigator di BlackHoleCam, fiduciosa che avrebbe avuto, anche in questo caso, una delle sue brillanti anologie con le quali permette a chiunque lo ascolti di affacciarsi alla fisica dei buchi neri. Ed è così che mi ha portata sulle Dolomiti.
Possiamo finalmente affermare, al di là di ogni ragionevole dubbio, che al centro della nostra galassia risiede un buco nero?
«Sì, adesso possiamo finalmente dire che al centro della nostra galassia c’è qualcosa che si comporta esattamente come un buco nero supermassiccio. A differenza del buco nero di M87, con Sgr A* abbiamo molta meno ambiguità: nel primo caso non conoscevamo esattamente la massa, c’era un fattore due di differenza rispetto alle stime precedenti e quindi la dimensione dell’ombra poteva variare di un fattore due, e quello che poi è risultato è che la nostra stima è in accordo con la stima formulata in precedenza sulla base della dinamica delle stelle. Nel caso di Sgr A*, le sue dimensioni in cielo sono molto precise e l’accuratezza con cui conosciamo la sua massa, grazie anche alle osservazioni fatte da Ghez e Genzel, è dello 0.2 per cento. Rapportato al peso di un umano, significa conoscere il proprio peso con la precisione di 100 grammi! E ciò che è emerso è che l’immagine ottenuta è perfettamente compatibile con questa stima».
Questa è la prima immagine di Sgr A*, il buco nero supermassiccio al centro della nostra galassia, la Via Lattea. Crediti: Eht Collaboration
Abbiamo dovuto aspettare tre anni dalla vostra prima immagine per vedere questa, nonostante sia più vicino e quindi, come tutte le cose più vicine, si potrebbe pensare che sia più facile da osservare. Invece no. Perché?
«I problemi nel fare questa osservazione sono fondamentalmente legati alla massa ridotta di Sgr A*, che essendo quasi mille volte più piccolo del buco nero di M87, ha dei tempi scala di variabilità che sono dell’ordine di minuti, a fronte dei tempi scala di decine di ore di M87*. A questo occorre aggiungere che le condizioni astrofisiche vicino a Sgr A* sono molto diverse da quelle di M87*: c’è molta più variabilità ed è presente uno schermo di diffusione (scattering) che distorce le immagini. Inoltre, c’è il problema intrinseco dell’interferometria radio (Vlbi) che è quello di avere una copertura spaziale incompleta: è come avere un telescopio che ha delle parti mancanti e sulla base di queste parti mancanti occorre cercare di ottenere un’immagine. Certo, le parti mancanti lo erano anche per M87*, ma a complicare il caso Sgr A* c’è appunto la sua variabilità e lo scattering nella galassia. Con la stessa quantità di dati, ossia con le stesse visibilità, abbiamo un grande numero di immagini che sono compatibili con gli stessi dati. È come se avessimo fatto un’immagine con 9mila telescopi diversi, ognuno dei quali è leggermente diverso, o perché ha delle aperture diverse o perché sta guardando in momenti leggermente diversi».
In genere la gente pensa che, fatta la foto, la foto è unica. Come è possibile avere novemila foto dello stesso oggetto? E com’è possibile che in alcune foto questo oggetto è completamente diverso da come appare in altre foto?
«Immagina di essere sulle Dolomiti e di fare un time-lapse movie delle tre Cime di Lavaredo, in una giornata di tempo variabile: inizia nuvolosa, poi viene fuori il sole ma continuano a esserci nuvole che a volte nascondono, in parte o totalmente, le tre cime. Hai quindi una serie di immagini nelle quali alcune volte le tre cime si vedono bene e altre volte non si vedono affatto. Puoi allora pensare di fare una classificazione delle immagini basata su proprietà principali. Ad esempio, potresti mettere in una “scatola” tutte le immagini in cui si vedono bene le tre cime, in un’altra scatola le immagini in cui vedo solo due cime, in un’altra le immagini in cui si vede solo una cima e, infine, in una scatola metti le immagini in cui non si vede nessuna cima. Questo processo si chiama clustering of the images. Da ognuna di queste scatole puoi ottenere un’immagine media che è un’interpolazione lineare tra tutte le immagini presenti nella scatola. Nella media delle immagini della prima scatola vedi perfettamente le tre cime, nella media delle immagini della seconda scatola vedi le tre cime ma non perfettamente come nella uno perché era presente qualche nuvola; nell’immagine media corrispondente alla terza scatola vedi ancora le tre cime ma sono più offuscate, mentre nella quarta non le vedi affatto. Per ogni immagine media, abbiamo riportato anche gli istogrammi che rappresentano la statistica per ogni immagine. Ci sono immagini nella quarta scatola in cui non ci sono montagne, che sono una piccola frazione di quella totale, e il fatto che non vedi montagne non vuol dire che le montagne non esistono».
Nel vostro caso, cosa avete fatto?
«Analogamente, anche nel nostro caso abbiamo tante immagini – 9mila appunto – in alcune delle quali è evidente un anello ma in altre no. Abbiamo usato la stessa procedura descritta per le tre cime e abbiamo riscontrato che ci sono delle situazioni, per esempio il quarto cluster, in cui le immagini sono molto strane. Mentre nella media dei cluster 1, 2 e 3 riesci ancora a vedere un anello di luce e ombra che ha delle caratteristiche molto simili, nella classe 4 – che è molto più rara – non vedi un’ombra. Ma non possiamo scartare le immagini che ci appaiono strane, come saremmo tentati di fare per le immagini in cui le tre cime sono completamente coperte, perché non possiamo avere pregiudizi su ciò che stiamo vedendo, visto che non lo conosciamo. La differenza delle immagini nei cluster 1, 2 e 3 è la posizione di tre blob luminosi, quella che chiamiamo position angle, mentre le dimensioni dell’ombra sono praticamente costanti. L’immagine di Sgr A* mostrata oggi è l’immagine media di tutte le medie».
Effettivamente questa analogia ci aiuta molto a capire cosa avete fatto.
«Sì ma attenzione: l’analogia descritta, quella delle tre cime, non calza perfettamente con quello che abbiamo fatto noi. Nel time-lapse quello che si fa è prendere un movie e sezionarlo in tante immagini, che vengono poi divise in tante categorie (le scatole). Ogni immagine rappresenta chiaramente una foto scattata in una particolare finestra temporale; nel caso di Sgr A*, invece, le immagini non si riferiscono a un particolare intervallo temporale, sono semplicemente delle immagini compatibili con i dati che otteniamo. La differenza tra un’immagine e l’altra non è l’istante in cui è stata “scattata” bensì, ad esempio, i parametri usati per la calibrazione oppure il modo in cui si è andati a fare la media dei dati. Nel caso di M87*, la classificazione appena descritta per Sgr A* non l’abbiamo mostrata, a suo tempo, perché presentava immagini che avevano tutte le stesse proprietà, perché è molto meno variabile».
L’immagine di Sgr A* non sembra molto diversa da quella di M87*.
«È meno definita ma è molto simile. La dimensione dell’ombra è esattamente quella che ci aspettiamo e questa è la conferma che stiamo guardando un buco nero supermassiccio. Il fatto che le due immagini siano molto simili è confortante perché secondo le predizioni della relatività generale – e che non sono condivise da altre teorie della gravità – tutti i buchi neri si comportano nella stessa maniera indipendentemente dalla loro massa. Quindi possiamo immaginare che ci saranno tanti anelli di luce in giro per l’universo, vicino a ogni buco nero».
Potremmo dire che l’immagine di M87* è più affidabile?
«Quella di M87* è stata più semplice da costruire ma non direi che sia più affidabile rispetto a Sgr A*. Nel caso di Sgr A* la massa è molto più vincolata. In questo caso, c’è un’incertezza sul modo in cui si costruisce l’immagine ma una volta che è stata costruita, in maniera agnostica, il confronto con quello che ci aspettavamo è molto più forte: i due oggetti si sovrappongono perfettamente».
Come siete riusciti a ottenere informazioni sul buco nero?
«Nell’Eht in generale e qui a Francoforte in particolare, abbiamo fatto un lavoro notevole di confronto con le simulazioni. A differenza di M87*, abbiamo molti più dati per Sgr A*, sulla sua variabilità, sull’emissione infrarossa, sull’emissione X, sullo spettro. Questo ci ha posto dei vincoli estremamente ristretti. Le nostre simulazioni hanno un certo numero di gradi di libertà legati alla nostra ignoranza delle condizioni fisiche vicino al buco nero. Anche fissata la massa, che in questo caso è molto precisa, non sappiamo qual è lo spin del buco nero, l’inclinazione del piano di accrescimento, le energie degli elettroni che producono la radiazione osservata. Abbiamo quindi simulato una grande quantità di modelli e progressivamente filtrato quelli che sono compatibili con le osservazioni astronomiche. Alla fine di questo lungo processo è rimasta una classe molto ristretta di modelli che è pienamente compatibile con tutte le osservazioni, essenzialmente modelli di accrescimento tipo “MAD”, ossia, con campi magnetici molto intensi. Inoltre, questi “best-bet” models sono caratterizzati da uno spin positivo (rivolto verso di noi) e alto (dell’ordine di uno, il valore massimo) e con un disco di accrescimento, che sembra essere inclinato intorno ai 30 gradi».
Questo disco è allineato con il piano galattico?
«Per ora non possiamo dire che lo sia e le nostre stime sono puramente teoriche e non il risultato di una vera misura (infatti non abbiamo ancora messo limiti sullo spin del buco nero). D’altra parte, bisogna ricordare che da un punto di vista dinamico, il buco nero ha una massa molto piccola rispetto a quella dell’intera galassia, pari a centinaia di miliardi di masse solari».
Mosaico delle simulazioni di buchi neri realizzate dalla Collaborazione Eht per confrontare diversi modelli teorici con le osservazioni. Crediti: Visualization: Ben Prather, University of Illinois at Urbana-Champaign. Image library: Eht Theory Working Group
Con questa misura siete riusciti a cassare delle teorie a favore di altre? Se sì, quali?
«Abbiamo considerato due classi di oggetti compatti confrontabili con un buco nero e che siano privi o che abbiano una superficie. Nel primo caso, quelli che non hanno una superficie, si può pensare a singolarità nude, wormhole, stelle di bosoni. Ecco, in questo caso abbiamo cassato una grande quantità di modelli possibili. Nel caso di un oggetto che abbia una superficie e sia molto compatto, come una stella, abbiamo mostrato che le immagini che otterremmo sarebbero molto diverse da quelle che otteniamo noi, almeno facendo delle assunzioni ragionevoli. Con assunzioni di base molto semplici, come ad esempio che questa superficie sia molto vicina all’orizzonte degli eventi e la materia che cade emetta radiazione perché viene riscaldata, allora quello che vedremmo sarebbe molto diverso. Vedremmo un’immagine più “piena”, ossia un’ombra molto più piccola se non assente completamente».
Confermate che Sgr A* è tranquillo e rimarrà tale?
«È sicuramente un buco nero tranquillo. Lo è stato per milioni di anni e continuerà a esserlo. Le nostre osservazioni sono su scale di lunghezza estremamente ridotte e non riusciamo a vedere quello che si trova molto lontano dall’orizzonte. Quello che si può vedere, ad altre lunghezze d’onda, è che è un luogo caratterizzato da grande variabilità. Presenta dei flare ogni giorno, diverse volte al giorno. A livello globale sembra avere un tasso di accrescimento molto più piccolo (circa un milione di volte di meno di M87*) e quindi è un buco nero “a dieta”. Questo lo differenzia dai buchi neri “attivi” (Agn) che hanno un tasso di accrescimento di materia molto più alto. Tutto questo conferma quello che si pensa già da tempo in astronomia, ossia che i buchi neri hanno delle fasi di vita in cui possono avere grande attività, assorbire molta materia e diventare estremamente visibili, quando sono nella fase di “quasar”. In questa fase possono essere delle sorgenti estremamente luminose, visibili a redshift anche molto alto. Tuttavia, queste situazioni sembrano essere molto limitate nel tempo: gran parte della vita di un buco nero è invece passata in maniera tranquilla. Anche il nostro buco nero sembra aver avuto in passato una vita molto più sfrenata, ma adesso accresce lentamente tutto quello che riesce a catturare da quelle parti».
Con questa misura (e anche con la precedente), si può riuscire (o sarebbe possibile riuscire) a levare quella spina nel fianco della teoria di Einstein che è la singolarità al centro del buco nero oppure ce la dobbiamo tenere?
«No, la singolarità è all’interno dell’orizzonte degli eventi. È inaccessibile a qualsiasi osservazione. È qualcosa che dobbiamo risolvere da un punto di vista teorico. Che ci sia una singolarità infinitesima o che ci sia una singolarità diffusa di una grandezza tipica della scala di Planck, per noi osservatori esterni non cambia niente. Questo è frustrante perché dentro può succedere di tutto ma, da fuori, non è possibile dimostrarlo».