Stella di neutroni
Una stella di neutroni č una stella compatta in cui il peso della stella č sopportato dall pressione di neutroni liberi. È una cosiddetta stella degenerata. Il neutrone č una particella elementare, e uno dei costituenti del nucleo atomico. I neutroni sono così chiamati perchĂ© sono elettricamente neutri, e a differenza dei protoni possono essere uniti a formare enormi "nuclei", fino a diverse volte la massa del Sole. Le stelle di neutroni sono state il primo importante oggetto astronomico ad essere prima predetto teoricamente (nel 1933), e in seguito scoperto (nel 1968 come pulsar).
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2 Storia delle scoperte 3 Tipi di stelle di neutroni osservabili 4 Rotazione delle stelle di neutroni 5 Il fenomeno delle pulsar |
Le stelle di neutroni hanno una massa simile a quella del Sole. Ma il loro raggio č dell'ordine di 10 km, cioč 70.000 volte piů piccolo del Sole. La loro massa č perciò impacchettata in un volume 70.0003 (circa 1014) volte piů piccola, e la densitĂ media č quindi 1014 volte piů alta. Questi valori di densitĂ sono i piů alti conosciuti, e sono impossibili da riprodurre in laboratorio (per dare un'idea delle condizioni estreme di una stella di neutroni, per riprodurre la densitĂ osservata occorrerebbe comprimere una portaerei nello spazio occupato da un granello di sabbia). Si tratta di una densitĂ simile a quella dei nuclei atomici, ma estesa per decine di chilometri. In effetti, le stelle di neutroni possono essere considerate nuclei atomici giganti, tenuti insieme dalla forza gravitazionale.
A causa dell'altissima densitĂ e delle piccole dimensioni, una stella di neutroni possiete un campo gravitazionale superficiale cento miliardi (1011) di volte piů forte di quello della Terra. Una delle misure di un campo gravitazionale č la sua velocitĂ di fuga, cioč la velocitĂ che un oggetto deve avere per potergli sfuggire. Sulla superficie terrestre essa vale 11 km/s, mentre per una stella di neutroni si aggira intorno ai 100.000 km/s, cioč un terzo della velocitĂ della luce. Allo stesso modo, un oggetto lasciato cadere sulla superficie di una stella di neutroni colpirĂ la stella con una velocitĂ di 100.000 km/s.
Le stelle di neutroni sono uno dei possibili stadi finali dell'evoluzione stellare, e sono quindi a volte chiamate stelle morte o cadaveri stellari. Si formano nelle esplosioni di supernova, come il residuo collassato di una stella di grande massa (nelle supernovae di tipo II o Ib), o come il residuo di una nana bianca (nelle supernovae di tipo Ia).
Una tipica stella di neutroni ha un diametro di 20 chilometri, ha una massa minima di 1,4 volte quella del Sole (altrimenti sarebbe rimasta una nana bianca), e una massima di 3 volte quella del Sole (altrimenti collasserebbe in un buco nero). La loro rotazione č spesso molto rapida: la maggior parte delle stelle di neutroni ruota con periodi da 1 a 30 secondi, ma esistono alcune che arrivano a pochi millesimi di secondo.
La materia alla loro superficie č composta da nuclei ordinari, piů elettroni ionizzati. Cominciando a scendere, si incontrano nuclei con quantitĂ sempre piů elevate di neutroni. Questi nuclei decaderebbero rapidamente in condizioni normali, ma sono tenuti stabili dall'enorme pressione. Ancora piů in profonditĂ , si trova una soglia sotto la quale i neutroni liberi si separano dai nuclei e hanno un'esistenza indipendente. In questa regione si trovano nuclei, elettroni liberi, e neutroni liberi. I nuclei diventano sempre di meno andando verso il centro, mentre la percentuale di neutroni aumenta. La natura esatta della materia superdensa che si trova al centro non č ancora ben compresa. Alcuni ricercatori si riferiscono ad essa come ad una sostanza teorica, il neutronio. Potrebbe essere una mistura superfluida di neutroni con tracce di protoni ed elettroni, potrebbero essere presenti particelle di alta energia come pioni e kaoni, e altri speculano di materia composta da quark subatomici. Finora le osservazioni non hanno nĂ© confermato nĂ© escluso questi stati "esotici" della materia.
Nel 1932, Sir James Chadwick scoprì (Nature Vol 129, p. 312 "on the possible existence of a neutron") il neutrone, una nuova particella elementare che gli valse il premio Nobel del 1935.
Nel 1933 Walter Baade e Fritz Zwicky (Phys. Rev. 45 "Supernovae and Cosmic rays") proposero l'esistenza di stelle interamente composte di neutroni, dopo un solo anno dalla scoperta di Chadwick. Cercando una spiegazione per le origini delle supernovae, proposero che queste producessero delle stelle di neutroni. Baade e Zwicky proposero correttamente che le supernovae sono alimentate dall'energia di legame gravitazionale della stella di neutroni in formazione: "Nel processo della supernova la massa viene annichilata". Se per esempio le parti centrali di una stella massiccia, prima del collasso, ammontano a 3 masse solari, allora si potrebbe formare una stella di neutroni di 2 masse solari. L'energia di legame di una tale stella di neutroni č equivalente, quando espressa in unitĂ di massa usando la famosa equazione E=mc2, equivalente ad 1 massa solare. È in ultima analisi questa energia che alimenta la supernova.
Una stella di neutroni isolata, senza alcuna materia attorno ad essa, č praticamente invisibile: la sua altissima temperatura la porta ad emettere un po' di radiazione visibile, ultravioletta, X e gamma, ma data la sua piccolezza la quantitĂ di luce emessa č molto piccola e, a distanze astronomiche, non rilevabile. Se però la stella di neutroni ha una compagna, questa può cederle massa. Oppure la stella di neutroni può "alimentarsi" da materia presente nei dintorni, se per esempio sta attraversando una nube di gas. In tutti questi casi la stella di neutroni può manifestarsi sotto varie forme:
Le stelle di neutroni ruotano in modo molto rapido dopo la loro creazione, a causa della legge di conservazione del momento angolare: come una pattinatrice che accelera la sua rotazione chiudendo le braccia, la lenta rotazione della stella originale accelera mentre collassa. Una stella di neutroni appena nata può ruotare molte volte al secondo (quella nella Nebulosa del Granchio, nata appena 950 anni fa, ruota 30 volte al secondo). A volte, quando hanno una compagna binaria e possono ricevere da essa nuova materia, la loro rotazione accelera fino a migliaia di volte al secondo, distorcendo la loro forma sferica in un ellissoide, vincendo il loro fortissimo campo gravitazionale (tali stelle di neutroni, in genere scoperte come pulsar, sono chiamate pular ultrarapide).
Col tempo, le stelle di neutroni rallentano perchĂ© i loro campi magnetici rotanti irradiano energia verso l'esterno. Le stelle di neutroni piů vecchie possono impiegare molti secondi o anche minuti per compiere un giro. Questo effetto č detto frenamento magnetico. Nel caso delle pulsar, il frenamento magnetico aumenta l'intervallo tra un impulso e un altro.
Il ritmo a cui una stella di neutroni rallenta la propria rotazione č costante e molto lento: i ritmi osservati sono tra 10-12 e 10-19 secondi al secolo. In altre parole, una stella di neutroni che adesso ruota in esattamente 1 secondo, tra un secolo ruoterĂ in 1,000000000001 secondi, se č tra quelle che rallentano di piů: le piů giovani, con un campo magnetico piů forte. Le stelle di neutroni con un campo magnetico piů debole hanno anche un frenamento magnetico meno efficace, e impiegano piů tempo per rallentare. Queste differenze infime sono comunque misurabili con grande precisione dagli orologi atomici, sui quali ogni osservatore di pulsar si sincronizza.
A volte le stella di neutroni sperimentano un glitch: un improvviso aumento della loro velocitĂ di rotazione (comunque molto piccolo, comparabile con il rallentamento visto in precedenza). Si pensa che i glitch si originino da riorganizzazioni interne della materia che le compongono, in modo simile ai terremoti terrestri. Un tale terremoto segnerebbe 20 o 25 sulla scala Richter.
Le stelle di neutroni hanno un campo magnetico molto intenso, circa 100 miliardi di volte piů intenso di quello terrestre. La materia in arrivo viene letteralmente incanalata lungo le linee di campo magnetico. Gli elettroni viaggiano allontanandosi dalla stella, ruotando attorno ad essa in modo sincrono, finchĂ© non raggiungono il punto in cui sarebbero costretti a superare la velocitĂ della luce per continuare a co-ruotare con essa. A questa distanza, l'elettrone si deve fermare, e rilascia un po' della sua energia cinetica come raggi X e raggi gamma. Gli osservatori esterni vedono questa radiazione quando osservano il polo magnetico. PoichĂ© questo ruota velocemente insieme alla stella, gli osservatori vedono in realtĂ degli impulsi periodici. Tale fenomeno č detto pulsar.
Quando le pulsar vennero scoperte la prima volta, si pensò che potessero essere emissioni da parte di extraterrestri: dopotutto, nessun fenomeno naturale conosciuto a quel tempo poteva spiegare degli impulsi così regolari! Ci volle poco, però, per arrivare alla corretta interpretazione.
Esiste un altro tipo di stella di neutroni, conosciuto come magnetar (contrazione di magnetic e star). Esse hanno campi magnetici ancora piů forti, dell'ordine di 1014 gauss o piů, abbastanza da cancellare una carta di credito dalla distanza del Sole, ed essere mortali dalla distanza della Luna, a 400.000 chilometri. Il campo magnetico della Terra č di 0,5 gauss, e un campo magnetico mortale č solo una possibilitĂ teorica: alcuni dei campi magnetici piů forti vengono usati in medicina.
Introduzione
Storia delle scoperte
Tipi di stelle di neutroni osservabili
Rotazione delle stelle di neutroni
Il fenomeno delle pulsar
