L'ORIZZONTE DEGLI EVENTI DI SGR A

Mancano ormai meno di 24 ore all'attesa release della prima, storica immagine reale (non costruita al computer!) dell’orizzonte degli eventi di Sgr A - leggesi Sagittarius A) - il buco nero supermassiccio che governa la nostra galassia; la strana sigla denota una sorgente di onde radio molto compatta e luminosa localizzata all'esatto centro della nostra galassia.

Dall'epoca della scoperta, avvenuta a metà degli anni ’70 dello scorso secolo, numerose sono state le osservazioni compiute su questo straordinario oggetto e sul materiale ad esso circostante: gas caldo e stelle che orbitano attorno al buco nero a velocità davvero incredibili.

Come ogni buco nero presente in ogni galassia di un certo rango, anche Sgr A è estremamente massiccio e denso: secondo le stime, la sua massa oltrepasserebbe di ben 4 milioni di volte quella del Sole; il raggio del suo orizzonte degli eventi sarebbe, invece, di poco inferiore a quello dell’orbita di Mercurio!

L'ambiente galattico nei pressi di Sgr A ripreso nei raggi X dal telescopio spaziale Chandra: questo è intriso di gas caldo e stelle, alcune delle quali si ritiene che siano esse stesse buchi neri di taglia minore. Le ellissi individuano cosiddette eco di luce, prodotti a seguito di improvvisi flare (generati quasi sicuramente da ciò che accade nei pressi del buco nero) riflessi dalla materia interstellare

Lontano 26.000 dal Sistema Solare, Sgr A è tutt'altro che facile da osservare, annidato com'è in una regione dove polveri e gas si muovono in modo tumultuoso. 

Stando così le cose e tenendo presente che l'orizzonte degli eventi dovrebbe estendersi su un'area larga più o meno 30 microsecondi d'arco, come è quindi possibile ottenerne un'immagine che possa essere, ad oggi, definita "unica"?

Impossibilitato, per ovvie ragioni, a riprendere direttamente il buco nero, il progetto EHT (Event Horizon Telescope) è stato ideato infatti per osservarne quindi l’orizzonte degli eventi: quella sfera entro la quale giace il buco nero e che fa da linea di confine bloccando, di fatto, tutte le informazioni in uscita tra cui anche la luce.

In aggiunta a questo, immaginiamo di poter scorgere nettamente un DVD posto sulla superficie della Luna: l’esatto paragone di come dovrebbe apparire l’orizzonte degli eventi Sgr A nelle immagini riprese da EHT! 

Sino ad ora, le migliori immagini dell’ambiente circostante Sgr A sono quelle ottenute nelle onde radio sub-millimetriche tramite interferometria a base molto ampia (VLBI), sfruttata per l'imaging di sorgenti cosmiche anche molto lontane.

Da quanto emerso, le emissioni radio di Sgr A non sembrerebbero essere centrate sul buco nero ma deriverebbero da un punto luminoso, molto vicino al suo all'orizzonte degli eventi (che, lo ricordiamo, non coincide necessariamente con la superficie del buco nero; ricordiamo qui che il diametro di questo dovrebbe essere di circa 13 milioni di chilometri), che sarebbe nel disco di accrescimento.

C’è chi sostiene che la fonte radio possa in realtà essere un getto relativistico di materiale espulso dal disco stesso visto esattamente di fronte; rivolto, quindi, proprio in direzione del Sistema Solare. 

Proiettandosi sulla costellazione del Sagittario, l’oscuro re della Galassia si rende meglio visibile dall'emisfero australe terrestre; ragione per la quale è stato utilizzato il nuovo e potente radiotelescopio ALMA, situato in Cile, e il South Pole Telescope, quest’ultimo esattamente in Antartide al polo sud. A tale rete, uniti altri 12 radiotelescopi situati in Europa e Nord America.

La rete interferometrica di radiotelescopi impiegati nel progetto EHT per l'osservazione diretta dell'orizzonte degli eventi di Sgr A

La tecnica interferometrica così utilizzata ha permesso di raggiungere una risoluzione più che doppia rispetto alle precedenti osservazioni, producendo un’immagine di Sgr A - quella che domani potremo finalmente vedere! - con una risoluzione compresa tra 10 e 20 microsecondi d’arco e completamente priva dello sfocamento dovuto alla cosiddetta dispersione di segnale, causata da irregolarità nella densità nel mezzo interstellare ionizzato - giacente lungo la linea di vista tra Sgr A e la Terra - e che va ad influire abbassandone il grado di risoluzione delle immagini radio.

Osservando attraverso il plasma si può quindi riuscire a penetrare a profondità sempre maggiori nel tumultuoso gas rovente che si trova al di sopra del'orizzonte degli eventi di Sgr A; d'accordo, ma come? Semplicemente, aggiustando la frequenza dei radiotelescopi, spostandola su frequenze sempre più piccole.

La maggior parte della luce che fuoriesce da questa caotica regione è prodotta da un processo non dissimile a quello associato alle aurore boreali. Esattamente come il flusso solare di particelle cariche che si avvicina al campo magnetico terrestre, il gas in caduta in avvicinamento al buco nero subisce stiramenti e compressioni tali che le linee del campo magnetico presente nel plasma incandescente vengono tese, obbligando ancora più le particelle ad urtarsi, producendo così il segnale radio che rappresenta, in definitiva, il segnale lanciato da questo plasma in fase di annientamento, in un ultimo e disperato tentativo di renderci partecipi della sua esistenza, giunta ormai al termine.

Osservando quindi Sgr A a frequenze sempre più piccole, sintonizzando i radiotelescopi da frequenze millimetriche a quelle sub-millimetriche, ecco che il mezzo circostante l'orizzonte degli eventi inizia ad essere sempre più trasparente e rilevante.

Quando la trasparenza arriva al punto tale da permettere di penetrare attraverso tutto il plasma, ciò che si percepisce è la radiazione emessa dal gas che si trova proprio sull'orlo del salto finale: in altre parole, siamo giunti al punto da poter vedere proprio l'orizzonte degli eventi del buco nero o, se vogliamo, l'ombra del buco nero al centro della Galassia!

Al fine di rimuovere la dispersione del segnale e raggiungere, così, la massima risoluzione consentita ad EHT è stata utilizzata una nuova tecnica, sviluppata dall'astronomo M.Johnson (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) che sfrutta il fenomeno della polarizzazione delle onde radio, indotta dal gas caldo ionizzato (plasma) in orbita attorno al buco nero: la radiazione polarizzata di questo tende a vibrare avanti e indietro nella stessa direzione imposta dal campo magnetico ad esso sottostante.

Simulazione polarimetrica di Sgr A (Image credit: Bromley, Melia & Liu)

La radiazione polarizzata può essere osservata con una certa facilità facendo uso di filtri che ne rivelino la direzione di oscillazione: ecco quindi che, a frequenze sempre più piccole (sub-millimetriche), l'effetto di sfocatura indotto dal mezzo interstellare inizia a divenire sempre meno rilevante, permettendo di vedere l'orizzonte degli eventi (che apparirà come un'ombra oscura) e il gas e il gas orbitante con maggiore chiarezza rispetto a frequenze maggiori (millimetriche).

Attendiamo quindi di vedere la tanto attesa immagine di questo evento che darà certamente una svolta decisiva nella conferma della relatività generale in ambienti dall'intenso campo gravitazionale.