La Teoria della Relatività Generale

 

La Relatività generale è una teoria fisica pubblicata da Albert Einstein nel 1915.

Come disse lo stesso Einstein, fu il lavoro più difficile della sua carriera di teorico a causa delle difficoltà matematiche da superare, poiché si trattava di far convergere concetti di geometria euclidea in uno spazio “non-euclideo”, ovvero uno spazio dove una delle componenti fondamentali è una linea curva(geodetica)e non una retta. La Teoria della Relatività generale si fonda essenzialmente su due principi. Il primo è un'affermazione che riguarda il carattere delle leggi fisiche: secondo la "Relatività generale", le leggi devono essere formulate in modo da non dover dipendere dal luogo in cui vengono applicate e dal moto dell'osservatore. Ciò significa che i suoi requisiti sono più generali rispetto a quelli della Teoria ristretta e della fisica classica, per la quale le leggi devono essere valide per osservatori che si spostano di moto rettilineo uniforme.

I corollari della Teoria speciale non valgono quando ci si avvicina a un forte campo gravitazionale, se si cambia la direzione del moto, oppure quando se ne modifica la velocità. In questi casi i risultati della Teoria speciale devono essere sostituiti da quelli della Relatività.

Immaginiamo di trovarci in un'astronave senza oblò, situata in un punto indefinito dello spazio e soggetta esattamente all'accelerazione di 1G, l'equivalente della gravità terrestre. In queste ipotetiche condizioni è impossibile stabilire se ci troviamo nello spazio o sulla Terra. Se lasciamo cadere una palla nell'astronave, la palla, nella nostra visione delle cose, "cade" sul pavimento. Se fosse possibile osservare questo evento da un sistema di riferimento stazionario esterno all'astronave, potremmo affermare che il pavimento ha accelerato verso l'alto e ha colpito la palla, immobile nello spazio. Ma all'interno della nostra astronave vediamo la palla cadere, esattamente come farebbe sulla Terra: nessun esperimento potrebbe dirci se ci troviamo su un'astronave che si muove di moto accelerato o se siamo con i piedi ben piantati sulla superficie terrestre. Accelerazione e gravità devono dunque essere equivalenti a un qualche livello profondo, e quella che noi chiamiamo gravità deve essere un effetto del nostro sistema di riferimento. L'idea centrale della relatività generale è che chi si trovi in un sistema di riferimento accelerato (come un'astronave) sperimenta esattamente gli stessi effetti che normalmente sono associati alla forza di gravità.

Da queste considerazioni Einstein formulò il secondo principio fondamentale, chiamato principio di equivalenza(vedi): esso afferma che gravità e accelerazione hanno molti aspetti in comune e sono, da un certo punto di vista, equivalenti. Ognuno di noi può verificarlo empiricamente: quando un ascensore inizia a salire avvertiamo un leggero aumento del nostro peso e un senso di vuoto allo stomaco; quando l'ascensore si ferma, la sensazione è di leggerezza: ciò significa che un'accelerazione verso l'alto è in grado di aumentare la forza di gravità esercitata sui nostri corpi, mentre un'accelerazione verso il basso ne provoca la diminuzione.

Sono forze di tipo gravitazionale anche quelle che avvertiamo a bordo di un'automobile in rapida accelerazione: in questo caso la forza risultante ci schiaccia contro il sedile; gli astronauti conoscono molto bene questa sensazione, provocata dalle forti accelerazioni dei loro veicoli spaziali in fase di lancio, e per imparare a sopportare questo tipo di forze vengono sottoposti a periodi di preparazione all'interno di una centrifuga atta a simulare proprio gli effetti della gravità.

Questi due principi fondamentali portano a svariate conclusioni di notevole importanza, la prima delle quali riguarda il moto delle particelle. Secondo la prima legge di Newton, una particella si conserva nel proprio stato di quiete o di moto rettilineo uniforme a meno che non le venga applicata una forza tendente a modificare uno di questi due stati iniziali. Ciò significa che la quiete o il moto rettilineo uniforme sono le condizioni normali delle particelle e che, se si trovano nell'uno o nell'altro stato, su di esse non agisce alcuna forza. Per ognuno dei due possibili stati la linea di universo di una particella nello spazio-tempo sarebbe una retta.

In matematica la linea retta viene definita come la distanza più breve tra due punti, affermazione vera se uniamo due punti su una superficie piana o nel normale spazio tridimensionale ma non è più vera se siamo obbligati a spostarci su una superficie curva o all'interno di una regione limitata dello spazio che presenta una curvatura.

Le barche e le navi che attraversano la superficie marina(una superficie curva) devono tener conto di tale conformazione al momento di stabilire la rotta; un velivolo è obbligato a spostarsi nell'atmosfera terrestre, il cui spessore è minimo rispetto al raggio della Terra, e anche in questo caso per i tragitti particolarmente lunghi bisogna tener conto della curvatura dell'atmosfera. I piloti e gli ufficiali di rotta lo sanno molto bene; i marinai, quando devono viaggiare da un porto a un altro che dista migliaia di miglia, sanno di doversi spostare lungo quelli che sono chiamati archi dei cerchi massimi (un cerchio massimo divide la superficie della Terra esattamente a metà). Questo cerchio costituisce un caso particolare di una classe di linee matematiche, le geodetiche, che rappresentano il tragitto più breve che unisce fra loro due punti su una superficie curva o in uno spazio "curvo".

 

Il concetto di geodetica risulta utile per discutere una delle conseguenze della Relatività. La Teoria considera "normale" il moto in presenza di gravità, il che implica che non bisogna cercare altre forze a meno che un corpo si muova in modo diverso dal suo "moto normale". Però la sua linea d'universo attraverso lo spazio e il tempo sarà retta solo se si trova lontana da qualsiasi oggetto dotato di massa.

La teoria afferma infatti che lo spazio-tempo viene più o meno curvato dalla presenza di una massa; un'altra massa più piccola si muove dunque come effetto di tale curvatura.

Spesso, si raffigura la situazione come una palla che deforma un telo elastico teso con il suo peso, mentre un'altra pallina viene accelerata da questa deformazione del piano ed in pratica attratta dalla prima.

Questa è solo una semplificazione alle dimensioni raffigurabili, in quanto ad essere deformato è lo spazio-tempo e non solo le dimensioni spaziali, cosa impossibile da raffigurare e difficile da concepire.

Secondo questa ipotesi, quindi, la "forma" dello spazio-tempo vicino a oggetti dotati di massa non è piatta ma curva, e pertanto, nella situazione di uno spazio-tempo "curvo", le particelle seguono speciali geodetiche curvilinee. La "curvatura" dello spazio-tempo è determinata dalla presenza e dalla distribuzione della materia e, dato che esiste una massa anche nell'energia, dalla distribuzione di quest'ultima. Le regole che ci consentono di calcolare la curvatura dello spazio-tempo in base alla distribuzione di massa e di energia sono chiamate equazioni di campo.

 

Una illustrazione della curvatura dello spazio-tempo dovuta alla presenza di massa, rappresentata in questo caso dalla Terra.

 

Matematicamente, Einstein descrive lo spazio-tempo come uno pseudo-spazio di Riemann a 4 dimensioni; la sua equazione di campo lega la curvatura in un punto al tensore energia in quel punto, essendo tale tensore dipendente dalla densità di materia ed energia.
L'equazione di campo indicata da Einstein non è l'unica possibile, ma si distingue per la semplicità dell'accoppiamento tra materia/energia e curvatura.

Tale equazione contiene un termine Λ, chiamato costante cosmologica, introdotto da Einstein per permettere un universo statico. Successivamente, le osservazioni di Hubble mostrarono che l'universo è (o comunque appare) in espansione ed il termine cosmologico venne omesso (lo stesso Einstein giudicò la sua introduzione l'errore più grave da lui commesso nella vita). Sembra però che Einstein fosse “condannato” ad avere ragione anche quando sbagliava: come si verificò per la teoria dei quanti, che contribuì a fondare per poi ritenere sbagliati certi principi (come il principio di indeterminazione di Heisenberg), anche la costante cosmologica venne riabilitata. Nel 1998, infatti, l'osservazione dello spostamento verso il rosso(red-shift) di supernove lontane, ha costretto gli astronomi a impiegare una costante cosmologica per spiegare l'accelerazione dell'espansione dell'Universo.

La forma dell'equazione di campo è:

 

R_{\mu \nu} - {1 \over 2} g_{\mu \nu} R + \Lambda g_{\mu \nu} = \frac{8  \pi G}{c^4} T_{\mu \nu}

 

dove:


R_{\mu \nu} \,: tensore di curvatura di Ricci,
R \,: curvatura scalare, cioè la traccia di R_{ik}\,
g_{\mu \nu} \,: tensore metrico,
\Lambda  \,: costante cosmologica,
T_{\mu \nu} \,: tensore stress-energia,
c \,: velocità della luce,
G \,:costante gravitazionale.

 

Il tensore g_{\mu \nu} \, descrive la metrica dello spazio-tempo ed è un tensore simmetrico 4x4, che quindi ha 10 componenti indipendenti. Si deve però tenere conto della libertà di gauge della teoria: è possibile effettuare una trasformazione qualunque sulle quattro coordinate, il che porta a sei le componenti effettivamente indipendenti.

 

 

 

 

Anche gli impulsi elettromagnetici vengono deviati dalla forza di gravità secondo la teoria della relatività. Nell'immagine una rappresentazione grafica di un segnale inviato da una sonda che viene deviato dalla gravità del Sole e raggiunge la Terra.

 

Una volta calcolata la curvatura dello spazio-tempo, attraverso le equazioni di campo, possiamo calcolare le geodetiche di questo spazio-tempo, che a loro volta ci indicheranno il movimento delle particelle quando non sono soggette ad altre forze come, per esempio, l'elettricità e il magnetismo. Un raggio luminoso, lungo il quale l'informazione viaggia alla velocità della luce, sarà una geodetica speciale, denominata " geodetica di lunghezza nulla". Lontana da qualsiasi corpo provvisto di massa, questa geodetica di lunghezza nulla sarà una linea retta. Quindi, per le enormi distanze tra le stelle, possiamo trattare la luce come se si muovesse in linea retta, con un elevato grado di approssimazione, ma questo non è più vero nelle vicinanze di corpi dotati di massa.

Accanto alla Terra, la cui massa è inferiore a quella del Sole, la curvatura di un raggio di luce è minima. E invece possibile rilevare questo effetto su un raggio di luce che sfiora la superficie del Sole, in determinate circostanze, come per esempio durante un'eclissi totale di Sole. Supponiamo che in un determinato momento dell'anno una stella si trovi esattamente dietro il Sole, e che alcuni dei suoi raggi ne sfiorino la superficie per poi raggiungere la Terra. In questo caso saremmo in grado di vedere dietro al Sole. In una situazione normale la luminosità del Sole ci impedirebbe di osservare la stella ma, durante un'eclissi totale di Sole, la Luna si frappone tra noi e il Sole celandone i raggi e consentendoci di vedere la stella. La massa della Luna è notevolmente inferiore a quella del Sole, quindi il suo effetto è trascurabile. Questo esperimento è stato condotto per la prima volta nel 1919: le fotografie scattate durante l'eclissi fornirono una conferma convincente delle previsioni della Teoria della Relatività generale e grazie a ciò Albert Einstein divenne uno scienziato famoso in tutto il mondo.

 

 

Negativo della lastra di Sir Arthur Eddington raffigurante l'eclisse solare del 1919, utilizzata per mettere alla prova la previsione di deviazione gravitazionale della luce.

 

Osservazioni filosofiche sulla relatività

 

Sotto molti aspetti, per quanto grandi siano i risultati pratici che derivano dalla teoria della relatività, le conseguenze filosofiche non sono meno importanti. La relatività fu la prima delle teorie moderne che rivoluzionarono la vecchia concezione newtoniana e meccanicistica del mondo. La relatività sostituisce osservatori di ugual dignità all'approccio classico, secondo il quale tutte le leggi erano riferite a un singolo sistema di riferimento corretto, quello dell'" occhio di Dio ". Ma la relatività non ha eliminato Newton, anzi, essa ha semplicemente esteso la nostra conoscenza in ambiti mai investigati da Newton, nei quali vigono velocità dell'ordine di quella della luce. Quando applichiamo le equazioni della relatività alle velocità modeste di cui si è occupata in passato la meccanica di Newton, otteniamo gli stessi risultati quantitativi. Einstein non ha dunque sostituito Newton, ma si è limitato a espanderne l'opera includendola in una prospettiva più vasta.

Newton direbbe che fra le due sfere si esercita una forza di attrazione (come la gravità), mentre Einstein interpreterebbe lo stesso fenomeno in modo diverso.

Egli direbbe che la presenza della sfera di piombo ha incurvato lo spazio attorno a sé

e che questa curvatura ha determinato un mutamento nel moto della biglia d'acciaio.

Per Einstein non ci sono forze nel senso newtoniano, ma solo mutamenti nella geometria dello spazio.

Nell'interpretazione relativistica del sistema solare, quindi, il Sole incurva lo spazio intorno a sé e i pianeti si muovono in questo spazio come biglie che rotolano all'interno di una tazza. In realtà, se ci serviamo delle equazioni della relatività per calcolare che cosa accada alla griglia originaria di linee rette quando gettiamo su di essa una massa, troveremo che le linee originarie si sono deformate in curve ellittiche chiuse: proprio le traiettorie seguite dai pianeti.

 Un buon modo per tenere a memoria la distinzione fra le teorie di Newton e di Einstein consiste nel ricordare che:

·        secondo Newton il moto è lungo linee curve in uno spazio piano;

·        secondo Einstein il moto è lungo linee rette in uno spazio curvo.

Einstein credeva che non solo la gravità ma tutte le forze sarebbero state infine spiegate in questo modo geometrico. Egli spese infatti la seconda metà della sua vita nella ricerca, che peraltro si rivelò vana, di una teoria unificata delle forze. Il progresso verso quest'obiettivo sarebbe diventato possibile solo dopo che si fosse sviluppato un altro ulteriore modo di descrivere le forze, quello attraverso lo scambio di particelle elementari. La relatività generale rimane quindi un capitolo splendido ma isolato nella storia della scienza: la teoria di Einstein incluse in sé e soppiantò la gravità newtoniana, e sarà a sua volta condensata e superata da una teoria della gravità quantistica.

 

 


 

 

 

Conferme della relatività generale

 

Diversamente dalla relatività ristretta, la relatività generale non ha il sostegno di un gran numero di prove sperimentali. Le ragioni di questa mancanza di prove sono in parte teoriche e in parte tecniche. Come la relatività ristretta, anche la relatività generale comprende in sé la fisica di Newton. Per fenomeni "normali ", quotidiani, la relatività generale fa previsioni che sono virtualmente le stesse della teoria newtoniana della gravitazione. Potremo perciò distinguere fra le due teorie in un contesto di laboratorio solo se saremo in grado di compiere misurazioni estremamente precise. Solo in presenza di masse grandissime o su distanze piccolissime la curvatura dello spazio diventa così pronunciata da permettere l'evidenziarsi di differenze significative fra le due teorie, ma queste condizioni non sono accessibili agli sperimentatori.

Esistono solo tre esperimenti classici a conferma della relatività generale:

 

·        la forma precisa delle orbite planetarie;

·        la deflessione della luce in prossimità del bordo del disco solare;

·        lo spostamento verso il rosso (red-shift)dovuto all'attrazione gravitazionale.

 

Poiché le orbite dei pianeti sono ellittiche, c'è un punto in cui un pianeta si avvicina maggiormente al Sole. Questo punto viene chiamato perielio (dal greco "vicino al Sole"). In una situazione “newtoniana” semplice, il perielio si troverebbe sempre nello stesso punto. dello spazio, ossia l'orbita non si sposterebbe. In realtà, molte forze cooperano nello spingere un po' più avanti il perielio di un pianeta ogni volta che esso compie una rivoluzione. L'azione più importante è quella dovuta agli effetti gravitazionali degli altri pianeti, specialmente di Giove. Prima che Einstein pubblicasse la sua teoria, l'avanzamento misurato del perielio di Mercurio superava il valore predetto di circa 43 secondi d'arco ogni secolo. La Relatività generale preannunciava che l'incurvamento (piccolissimo) dello spazio a opera della massa del Sole avrebbe prodotto esattamente questo avanzamento del perielio[1].

Questa "retrodizione" venne giustamente considerata come un grande trionfo per la teoria.

Oggi gli scienziati si servono del rilevamento radar per compiere determinazioni

estremamente accurate delle posizioni orbitali dei pianeti: sono stati misurati gli spostamenti del perielio di Venere, della Terra e di Marte e si è trovato che, come nel caso di Mercurio, i loro valori corrispondono esattamente alle previsioni della relatività generale. Questa è probabilmente la conferma più persuasiva della teoria finora disponibile.

 

Un’altra famosa verifica della Relatività generale riguarda la deflessione di raggi di luce nel loro passaggio in prossimità del bordo del disco solare. La misurazione, ad opera di Sir Artur Eddington, nel corso di un'eclisse di Sole nel 1919 di questo effetto previsto dalla Relatività verificò clamorosamente la teoria e catapultò Einstein in una posizione di privilegio internazionale. Oggi si esegue questo esperimento usando onde radio al posto della luce, e quasar invece di stelle come sorgenti della radiazione. Le onde radio possono essere captate in qualsiasi giorno, non per forza durante un’eclisse (esse non sono occultate dalla luce del Sole), di modo che gli scienziati possono condurre questo test quando vogliono. Le misurazioni concordano con le predizioni della relatività, con un margine d'errore inferiore all’1%: un'altra notevole conferma della teoria.

deflessione

 

Infine, la Relatività prevede che quando un fotone si allontana da una sorgente gravitazionale (come un razzo che si allontani dalla superficie della Terra), consumi nel corso di tale moto una parte della sua energia. In ciò il fotone non è diverso da una palla da tennis, che rallenta il suo moto man mano che sale. Dal momento che il fotone deve continuare a muoversi alla velocità della luce, la sua perdita di energia si manifesta nella forma di un aumento della lunghezza d'onda della luce (oppure di una diminuzione della sua frequenza): ossia come uno spostamento verso il rosso nello spettro elettromagnetico. Un effetto simile lo ritroviamo anche negli spostamenti delle galassie e degli oggetti interstellari: se si avvicinano il loro spettro della radiazione elettromagnetica varia verso il blu(blue-shift), viceversa se si allontanano(come il fotone)il loro spettro varia verso il rosso. Come le altre due predizioni anche questa è stata confermata sperimentalmente.

Per più di mezzo secolo ci sono stati solo tre test della relatività generale, ma ognuno di essi ha portato qualche elemento a sostegno e nel futuro prossimo potremo attenderci nuovi risultati e nuove conferme.

 

 
 

[1]Mercurio è il più piccolo dei pianeti "terrestri", che comprendono anche Venere, Terra e Marte. Il diametro del pianeta è circa un terzo di quello della Terra mentre la quantità di luce ricevuta dal Sole è, data la minore distanza, circa 6,67 volte maggiore di quella della Terra. La sua orbita è fortemente inclinata sull'eclittica, caratteristica questa condivisa solo con Plutone, il pianeta più esterno; infatti la sua eccentricità è molto elevata (0,2056) per cui al perielio la sua distanza dal Sole è di 46 milioni di km mentre all'afelio risulta di 76 milioni di km. Il perielio della sua orbita precede molto lentamente e gli astronomi del secolo scorso ritenevano la meccanica newtoniana inadeguata per spiegare tale precessione, arrivando persino a sospettare l’esistenza di un altro pianeta (chiamato Vulcano) vicino all'orbita di Mercurio. Solo la teoria della Relatività Generale di Einstein spiegò tale discrepanza (di 40 secondi d'arco per secolo) eliminando l’ipotesi dell'esistenza di Vulcano. La corretta spiegazione della precessione del perielio è stata quindi un’importante verifica della rivoluzionaria teoria.

 


 

I buchi neri

 

La previsione più spettacolare della relatività generale è quella dell'esistenza dei buchi neri. Per comprendere il comportamento di un buco nero, possiamo utilizzare l'analogia del foglio di plastica teso su un'intelaiatura e della sfera di piombo. Immaginiamo di avere un modo per aggiungere sempre più massa alla sfera senza accrescerne il volume: all'aumentare del peso della sfera, la deformazione del foglio di plastica diventerebbe sempre più pronunciata. Infine, in conseguenza della deformazione sempre più pronunciata della plastica, la sfera potrebbe infossarsi tanto da essere separata dal resto della superficie. Il foglio di plastica, deformandosi, potrebbe addirittura richiudersi su se stesso, avvolgendo del tutto la sfera e sottraendola alla vista, così che un osservatore vedrebbe solo un foglio di plastica apparentemente regolare.

Esattamente nello stesso modo, la relatività prevede che una massa abbastanza grande, concentrata in un volume abbastanza piccolo, distorce lo spazio circostante in modo così spinto che una parte dello spazio si chiude su se stessa lasciando dietro di sé il resto dello spazio apparentemente normale, formando un buco nero. Il buco nero, è qualcosa di così strano e così estremo che non può essere descritto con le leggi della fisica che valgono sulla Terra.
La gravità di un buco nero, infatti, è così grande da comprimere la materia che lo compone fino ad una densità praticamente infinita, ed essa si trova quindi in uno stato fisico a noi sconosciuto. La forza di attrazione gravitazionale di un buco nero è immensa: qualunque cosa che gli passi troppo vicino viene catturata e vi cade dentro, senza poterne più uscire, nemmeno un raggio di luce, che è la cosa più veloce che esista in natura, può sfuggire a questo oggetto. Spesso si pensa che un buco nero possa inghiottire tutto quello che gli sta intorno: in realtà, l'attrazione gravitazionale che esso esercita su un corpo dipende dalla distanza del corpo stesso, e solo se un corpo si avvicina troppo viene catturato da questo gigantesco “imbuto spaziale”.

 

Probabile aspetto di un buco nero, se posto davanti ad uno sfondo ricco di stelle. Da notare la luce distorta dalla gravità e l'orizzonte degli eventi. Il buco è pensato con una massa pari a dieci volte quella del Sole, e visto da 600 km di distanza. In questa posizione sarebbe necessaria un'accelerazione pari a 4×108g per mantenere il distacco costantemente.

 

La ragione del nome “buco nero” è data dal fatto che un materiale o un oggetto che assorbe tutta la luce che cade in esso è detto “corpo nero”.

I teorici pensano che esistano due tipi di buchi neri: uno è lo stato finale dell'implosione che si accompagna alla morte di stelle di massa molto grande. Si suppone che questi oggetti, del diametro di un chilometro e mezzo o più, siano disseminati nella Galassia in numero abbastanza discreto. Il secondo tipo di buchi neri sono i buchi neri"quantistici ", ipotetici oggetti più piccoli di particelle elementari, che alcuni teorici pensano esistano all'interno del nucleo atomico.

 

 

La galassia gigante Centaurus A osservata in diverse regioni dello spettro elettromagnetico. Gli astronomi ritengono che il suo centro ospiti un buco nero della massa di milioni di masse solari, responsabile dei due getti lungo l'asse della galassia stessa.

 

La difficoltà nell'affermare l'esistenza di entrambi i tipi di black hole consiste nel fatto che, per definizione, non si può "vedere" un buco nero attraverso l'osservazione di radiazioni elettromagnetiche: qualsiasi radiazione investa il buco nero ne viene assorbita in una sola direzione, ovvero è destinata a non riapparire mai più. Tutto ciò che si può fare è cercare di scoprire effetti indiretti causati dall'azione gravitazionaIe di un buco nero; si possono cercare, per esempio, deflessioni in raggi di luce passati in prossimità di un buco nero, oppure individuarli osservando i raggi x emessi da materia accelerata durante la sua caduta nel buco nero. Nel primo caso otteniamo l'effetto di "lente gravitazionale": in condizioni normali, la radiazione percorre una traiettoria rettilinea, mentre quella che passa abbastanza vicino ad un buco nero viene incurvata a causa del suo intenso campo gravitazionale.

 

 

 

 

 

A volte le immagini prodotte da una lente gravitazionale sono piu' di due. In questa fotografia possiamo vedere l'immagine multipla di un oggetto lontanissimo dello spazio(un   "quasar"): una lente gravitazionale particolarmente massiccia si trova tra noi e il quasar, producendo quella che viene detta "croce di Einstein".

 

 

Tuttavia, esistono delle evidenze indirette dell'esistenza dei buchi neri. Quando un buco nero fa parte di un sistema binario di stelle, esso strappa il gas più esterno della compagna e lo risucchia. Questo gas si mette in rotazione, formando un disco attorno al buco nero, che ruota anch'esso sul proprio asse, e da questo disco, lentamente cade dentro al buco nero.                    

 

 

 

Durante la caduta, la materia raggiunge altissime temperature ed emette raggi X: è proprio attraverso questa radiazione che un buco nero può essere rivelato. Al centro della fotografia si trova la sorgente di raggi X detta Cygnus X-1, localizzata nella costellazione del Cigno. Si tratta di una coppia di stelle: una gigante e un buco nero.

 

 

 

 

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