Per gli astronomi, scoprire un nuovo buco nero in orbita attorno a una vecchia stella nana rossa è già di per sé un risultato emozionante, ma quando quel buco nero sembra essere un “anello mancante” di massa stellare, l’emozione sale alle stelle! Questo sembra proprio nascondersi nel sistema binario G3425, stimato a circa 5.800 anni luce di distanza. La componente visibile di G3425 è una stella gigante rossa, il tipo di corpo stellare che si forma quando una stella esaurisce il suo rifornimento di combustibile a idrogeno e non riesce più a condurre la fusione nucleare nel suo nucleo. Ciò provoca un rigonfiamento degli strati esterni (dove la fusione continua) fino a raggiungere 100 volte la larghezza originale della stella. La nostra stella, il sole, è attualmente nella sua fase di mezza età. Questo significa che tra circa 5 miliardi di anni entrerà nella sua fase di gigante rossa e si ingrandirà fino a raggiungere l’orbita di Marte, inghiottendo i pianeti interni, compresa la Terra. Anche in quel caso, ciò che il sole gigante rosso molto probabilmente non avrà è un buco nero di massa stellare come compagno. La ricerca del team è pubblicata sulla rivista Nature Astronomy. La nana rossa in questo sistema ha una massa di circa 2,7 volte quella del nostro sole, ma ciò che interessa veramente agli scienziati è la massa del suo compatto compagno oscuro. Questo nuovo buco nero è stato pesato da un team guidato da Wang Song degli Osservatori Astronomici Nazionali dell’Accademia Cinese delle Scienze (NAOC). La sua massa è compresa tra 3,1 e 4,4 volte quella del sole, probabilmente circa 3,6 masse solari. “Il buco nero rientra nel famoso intervallo di massa, rendendolo uno dei buchi neri più leggeri mai scoperti fino ad ora,” ha dichiarato Song a Space.com. “Questa scoperta non solo conferma l’esistenza di buchi neri con intervallo di massa, ma dimostra anche che i sistemi binari contenenti buchi neri a bassa massa possono sopravvivere a un’esplosione di supernova.” Song e i colleghi hanno rilevato questo buco nero di massa stellare nei dati raccolti dal Telescopio Spettroscopico a Fibra Multi-Oggetto del Grande Cielo (LAMOST) e dal telescopio spaziale Gaia, che misura con precisione le posizioni di miliardi di stelle nella Via Lattea e oltre. Questa combinazione di dati e tecniche ha permesso ai ricercatori di osservare la “trazione” gravitazionale del buco nero sulla sua stella nana rossa compagna, costringendola a rivelarsi. Notizie spaziali in tempo reale, gli ultimi aggiornamenti sulle missioni spaziali, eventi di osservazione del cielo e altro ancora! Correlati: Gli scienziati hanno aspettato a lungo per trovare un buco nero “anello mancante” — poi ne hanno trovato 2. Mistero delle masse mancanti I buchi neri hanno poche caratteristiche distintive, un fatto che il fisico John Wheeler ha descritto dicendo: “I buchi neri non hanno peli.” Oltre alla carica elettrica e al momento angolare, una delle caratteristiche che i buchi neri possiedono e che consente agli astronomi di distinguerli è la loro massa. I re della massa sono i buchi neri supermassicci che si nascondono nei cuori della maggior parte, se non di tutte, le grandi galassie, e hanno masse milioni o miliardi di volte quelle del sole. Più piccoli sono i buchi neri di massa intermedia, che vanno da 100 a 100.000 masse solari. Entrambi questi tipi di buchi neri sono troppo massicci per formarsi quando una stella esaurisce il combustibile per la fusione nucleare e dopo ripetuti collassi e episodi di espansione, che portano a un collasso completo sotto la propria gravità. Pertanto, crescono nutrendosi avidamente della materia circostante o fondendosi ripetutamente con altri buchi neri. I più piccoli buchi neri astrofisici di cui siamo a conoscenza sono i cosiddetti buchi neri di massa stellare, che troviamo con masse fino a 100 volte quella del sole. Questi buchi neri hanno proprio la dimensione giusta per nascere quando una stella almeno otto volte più massiccia del sole non riesce più a fondere elementi sempre più pesanti e, dunque, non riesce a generare l’energia necessaria per contrastare la pressione verso l’interno della propria gravità. Un’illustrazione che mostra i tre tipi di buchi neri astrofisici, partendo dal più massiccio a sinistra fino al meno massiccio a destra (Crediti immagine: Robert Lea (creato con Canva)). Negli ultimi 60 anni circa, gli astronomi hanno trovato decine di buchi neri di massa stellare che rientrano in una distribuzione di 5-25 masse solari. Fino a questo punto, tutto bene, ma c’è un problema. Le teorie sulla nascita dei buchi neri suggeriscono che, dopo che una stella ha perso la maggior parte della sua massa a causa di una tremenda esplosione di supernova che segna la vittoria della gravità, quelle stelle che conservano solo tre volte la massa del sole dovrebbero ancora essere in grado di formare un buco nero di massa stellare. Quindi, con tutto ciò, la domanda diventa: dove sono finiti tutti i buchi neri con masse tra 3 e 5 solari? Un’illustrazione del G3425 con una stella nana rossa e un buco nero. (Crediti immagine: Wang Song)Una possibilità è che ci sia qualche meccanismo che entra in gioco durante una supernova che impedisce la formazione di buchi neri con masse tra 3 e 5 solari. In alternativa, buchi neri di massa inferiore potrebbero essere più facilmente disturbati da “calci” inferti durante un’esplosione di supernova e, quindi, meno propensi a rimanere in una binaria con un compagno visibile che li rende più facili da individuare. Ciò deriva dal fatto che tutti i buchi neri, indipendentemente dalla loro massa, sono preceduti da una superficie che intrappola la luce chiamata orizzonte degli eventi, che li rende praticamente invisibili. I buchi neri in una binaria, come quello in G3425, possono essere dedotti dall’effetto che esercitano sulla loro stella compagna visibile. Così, un buco nero “colpito da supernova” non sarà visibile attraverso questi effetti perché non ha un compagno da influenzare. Se è così, come ha fatto questo buco nero a sopravvivere a tale meccanismo e/o resistere al colpo che avrebbe dovuto farlo allontanare dalla sua compagna? Un altro enigma riguarda questo sistema. G3425 è una binaria larga con un periodo orbitale di circa 880 giorni terrestri. L’orbita ha zero “eccentricità”, il che significa che è un cerchio quasi perfetto. Il team non riesce attualmente a spiegare ciò attraverso i normali processi evolutivi delle binarie. “La cosa più sorprendente è l’ampia orbita circolare della binaria,” ha dichiarato Song. “La formazione di una tale binaria, specialmente con un buco nero a bassa massa, presenta una sfida significativa alle attuali teorie di evoluzione delle binarie e di esplosione di supernova.” La formazione di questa binaria stella nana rossa/buco nero con un’ampia orbita circolare inaspettata può sfidare le attuali teorie di evoluzione delle binarie e di esplosione di supernova, ma ha portato a risultati positivi. Queste scoperte dimostrano che oggetti silenziosi e invisibili nelle binarie possono essere rilevati attraverso l’effetto che hanno sui loro compagni e che scoprire buchi neri a bassa massa può fornire intuizioni sull’evoluzione dei sistemi binari.