Stella di neutroni

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Per la storia di Larry Niven, vedi Neutron Star (racconto).
La radiazione della pulsar PSR B1509-58, una stella di neutroni che gira rapidamente, fa brillare il gas nelle vicinanze nei raggi X (oro, di Chandra) e illumina il resto della nebulosa, qui vista nell'infrarosso (blu e rosso, da WISE).

Una stella di neutroni è il nucleo collassato di una grande stella che prima del collasso aveva in totale tra 10 e 29 masse solari. Le stelle di neutroni sono le stelle più piccole e più dense, senza contare ipotetiche stelle di quark e strane stelle.[1] Tipicamente, le stelle di neutroni hanno un raggio dell'ordine di 10 chilometri (6,2 miglia) e una massa tra 1,4 e 2,16 masse solari.[2] Derivano dall'esplosione della supernova di una stella massiccia, combinata con il collasso gravitazionale, che comprime il nucleo oltre la densità della stella nana bianca a quella dei nuclei atomici. Una volta formati, non generano più attivamente calore e si raffreddano nel tempo; tuttavia, possono ancora evolversi ulteriormente attraverso collisione o accrescimento. La maggior parte dei modelli di base per questi oggetti implicano che le stelle di neutroni sono composte quasi interamente da neutroni (particelle subatomiche senza carica elettrica netta e con una massa leggermente più grande dei protoni); gli elettroni e i protoni presenti nella materia normale si combinano per produrre neutroni alle condizioni in una stella di neutroni. Le stelle di neutroni sono supportate contro un ulteriore collasso della pressione di degenerazione dei neutroni, un fenomeno descritto dal principio di esclusione di Pauli, proprio come le nane bianche sono supportate contro il collasso dalla pressione di degenerazione elettronica. Se la stella rimanente ha una massa maggiore di circa 3 masse solari, continua a collassare per formare un buco nero.

Le stelle di neutroni che possono essere osservate sono molto calde e in genere hanno una temperatura superficiale di circa 600000 K.[3][4][5][6][un] Sono così densi che una scatola di fiammiferi di dimensioni normali contenente materiale a stella di neutroni avrebbe una massa di circa 3 miliardi di tonnellate, o un pezzo di 0,5 chilometri cubici della Terra (un cubo con bordi di circa 800 metri).[7][8] I loro campi magnetici sono tra 108 e 1015 (100 milioni a 1 quadrilione) volte più forte di quello della Terra. Il campo gravitazionale sulla superficie della stella di neutroni è circa 2×1011 (200 miliardi) volte quello della Terra.

Quando il nucleo della stella collassa, la sua velocità di rotazione aumenta come conseguenza della conservazione del momento angolare, quindi le stelle di neutroni appena formate ruotano fino a diverse centinaia di volte al secondo. Alcune stelle di neutroni emettono fasci di radiazioni elettromagnetiche che le rendono rilevabili come pulsar. In effetti, la scoperta delle pulsar di Jocelyn Bell Burnell nel 1967 fu il primo suggerimento osservativo che esistessero le stelle di neutroni. Si pensa che la radiazione proveniente dalle pulsar sia principalmente emessa dalle regioni vicine ai loro poli magnetici. Se i poli magnetici non coincidono con l'asse rotazionale della stella di neutroni, il raggio di emissione spazzerà il cielo e, se visto da una certa distanza, se l'osservatore si trova da qualche parte nel percorso del raggio, apparirà come impulsi di radiazione proveniente da un punto fisso nello spazio (il cosiddetto "effetto faro"). La stella di neutroni con la rotazione più veloce conosciuta è PSR J1748-2446ad, che ruota ad una velocità di 716 volte al secondo[9][10] o 43.000 giri al minuto, dando una velocità lineare alla superficie dell'ordine di 0,24 c (cioè circa un quarto della velocità della luce).

Si pensa che ci siano circa 100 milioni di stelle di neutroni nella Via Lattea, una cifra ottenuta stimando il numero di stelle che hanno subito esplosioni di supernova.[11] Tuttavia, la maggior parte sono vecchi e freddi e le stelle di neutroni possono essere facilmente rilevate solo in alcuni casi, ad esempio se sono una pulsar o parte di un sistema binario. Le stelle di neutroni a rotazione lenta e non accecante sono quasi irrilevabili; tuttavia, dal momento che il Telescopio spaziale Hubble rilevamento di RX J185635-3754, sono state rilevate alcune stelle di neutroni vicine che sembrano emettere solo radiazioni termiche. I ripetitori di gamma morbida sono congetturati per essere un tipo di stella di neutroni con campi magnetici molto forti, noti come magnetar, o in alternativa, stelle di neutroni con dischi fossili attorno a loro.[12]

Le stelle di neutroni nei sistemi binari possono subire accrescimento che tipicamente rende il sistema luminoso nei raggi X mentre il materiale che cade sulla stella di neutroni può formare punti caldi che ruotano dentro e fuori dalla vista nei sistemi di raggi X identificati. Inoltre, tale accrezione può "riciclare" le vecchie pulsar e potenzialmente farle guadagnare massa e spin-up a velocità di rotazione molto veloci, formando i cosiddetti pulsar del millisecondo. Questi sistemi binari continueranno ad evolversi, e alla fine i compagni potranno diventare essi stessi oggetti compatti come le nane bianche o le stelle di neutroni, sebbene altre possibilità includano una completa distruzione del compagno attraverso l'ablazione o la fusione. La fusione di stelle di neutroni binarie può essere la fonte di esplosioni di raggi gamma di breve durata e sono probabilmente forti fonti di onde gravitazionali. Nel 2017, è stato effettuato un rilevamento diretto (GW170817) delle onde gravitazionali da un tale evento,[13] e le onde gravitazionali sono state rilevate indirettamente in un sistema in cui due stelle di neutroni si spostano l'una dall'altra.

Formazione

Rappresentazione semplicistica della formazione di stelle di neutroni.

Qualsiasi stella della sequenza principale con una massa iniziale superiore a 8 volte la massa del sole (8 M☉) ha il potenziale per produrre una stella di neutroni. Mentre la stella si evolve allontanandosi dalla sequenza principale, la successiva combustione nucleare produce un nucleo ricco di ferro. Quando tutto il combustibile nucleare nel nucleo è stato esaurito, il nucleo deve essere sostenuto solo dalla pressione di degenerazione. Ulteriori depositi di massa dalla combustione della shell fanno sì che il core superi il limite di Chandrasekhar.La pressione degenerativa degli elettroni viene superata e il nucleo crolla ulteriormente, facendo salire le temperature a oltre 5×109 K. A queste temperature, si verifica la fotodisintegrazione (la disgregazione dei nuclei di ferro in particelle alfa mediante raggi gamma ad alta energia). Mentre la temperatura sale ancora più in alto, elettroni e protoni si uniscono per formare neutroni attraverso la cattura di elettroni, liberando un flusso di neutrini. Quando la densità raggiunge la densità nucleare di 4×1017 kg / m3la pressione di degenerazione dei neutroni arresta la contrazione. L'inviluppo dell'involucro esterno della stella viene fermato e proiettato verso l'esterno da un flusso di neutrini prodotti nella creazione dei neutroni, diventando una supernova. La rimanente sinistra è una stella di neutroni. Se il resto ha una massa maggiore di circa 3M, collassa ulteriormente per diventare un buco nero.[14]

Mentre il nucleo di una stella massiccia viene compresso durante una supernova di Tipo II, una supernova di Tipo Ib o di Tipo Ic, e collassa in una stella di neutroni, mantiene la maggior parte del suo momento angolare. Ma, poiché ha solo una piccola frazione del raggio del suo genitore (e quindi il suo momento di inerzia è nettamente ridotto), una stella di neutroni si forma con una velocità di rotazione molto alta, e quindi per un periodo molto lungo rallenta. Sono note stelle di neutroni che hanno periodi di rotazione da circa 1,4 ms a 30 s. La densità della stella di neutroni gli conferisce anche una gravità superficiale molto elevata, con valori tipici compresi tra 1012 a 1013 Signorina2 (più di 1011 volte quello della Terra).[6] Una misura di tale immensa gravità è il fatto che le stelle di neutroni hanno una velocità di fuga che va da 100.000 km / sa 150.000 km / s, cioè da un terzo a metà della velocità della luce. La gravità della stella di neutroni accelera la materia infernale a velocità tremenda. La forza del suo impatto probabilmente distruggerebbe gli atomi componenti dell'oggetto, rendendo tutta la materia identica, per molti aspetti, al resto della stella di neutroni.

Proprietà

Massa e temperatura

Una stella di neutroni ha una massa di almeno 1,1 e forse fino a 3 masse solari (M☉).[15][16] La massa massima osservata delle stelle di neutroni è di circa 2,01 M☉. Ma in generale, le stelle compatte di meno di 1.39 M☉ (il limite di Chandrasekhar) sono le nane bianche, mentre le stelle compatte con una massa tra 1,4M e 3M (il limite Tolman-Oppenheimer-Volkoff) dovrebbero essere stelle di neutroni (sebbene vi sia un intervallo di pochi decimi di una massa solare in cui le masse di stelle di neutroni di piccola massa e le nane bianche di massa elevata possono sovrapporsi). Tra 3M e 5M, sono state proposte stelle ipotetiche di massa intermedia come le stelle di quark e le stelle elettrodebole, ma nessuna ha dimostrato di esistere. Oltre il 10M il resto stellare supererà la pressione di degenerazione dei neutroni e il collasso gravitazionale di solito si verificherà per produrre un buco nero, anche se la più piccola massa osservata di un buco nero stellare è circa 5M.[17]

La temperatura all'interno di una stella di neutroni appena formata è compresa tra 1011 e 1012 Kelvin.[18] Tuttavia, l'enorme numero di neutrini che emette trasportano tanta energia che la temperatura di una stella di neutroni isolata cade nel giro di pochi anni a circa 106 Kelvin.[18] A questa temperatura più bassa, la maggior parte della luce generata da una stella di neutroni si trova nei raggi X.

Densità e pressione

Le stelle di neutroni hanno densità complessive di 3,7×1017 a 5.9×1017 kg / m3 (2.6×1014 a 4.1×1014 volte la densità del Sole),[B] che è paragonabile alla densità approssimativa di un nucleo atomico di 3×1017 kg / m3.[19] La densità della stella di neutroni varia da circa 1×109 kg / m3 nella crosta - aumentando con profondità - a circa 6×1017 o 8×1017 kg / m3 (più denso di un nucleo atomico) più profondo all'interno.[18] Una stella di neutroni è così densa che un cucchiaino (5 millilitri) del suo materiale avrebbe una massa superiore a 5,5×1012 kg, circa 900 volte la massa della Grande Piramide di Giza. Nell'enorme campo gravitazionale di una stella di neutroni, il suo peso sarebbe 1.1×1025 N, che è circa 15 volte il peso della Luna.[C] La pressione aumenta da 3.2×1031 a 1,6×1034 Pa dalla crosta interna al centro.[20]

L'equazione dello stato della materia a densità così elevate non è nota con precisione a causa delle difficoltà teoriche associate all'estrapolazione del probabile comportamento della cromodinamica quantistica, superconduttività e superfluidità della materia in tali stati insieme alle difficoltà empiriche di osservare le caratteristiche delle stelle di neutroni che sono almeno centinaia di parsec di distanza.

Una stella di neutroni ha alcune proprietà di un nucleo atomico, inclusa la densità (entro un ordine di grandezza) ed essendo composta da nucleoni. Nella letteratura scientifica popolare, le stelle di neutroni sono quindi talvolta descritte come "nuclei giganti". Tuttavia, sotto altri aspetti, le stelle di neutroni e i nuclei atomici sono piuttosto diversi. Un nucleo è tenuto insieme dalla forte interazione, mentre una stella di neutroni è tenuta insieme dalla gravità. La densità di un nucleo è uniforme, mentre si prevede che le stelle di neutroni siano costituite da più strati con composizioni e densità variabili.

Campo magnetico

L'intensità del campo magnetico sulla superficie delle stelle di neutroni varia da c. 104 a 1011 tesla.[21] Si tratta di ordini di grandezza più alti rispetto a qualsiasi altro oggetto: per confronto, un campo continuo da 16 T è stato raggiunto in laboratorio ed è sufficiente per levitare una rana vivente a causa della levitazione diamagnetica. Le variazioni di intensità del campo magnetico sono molto probabilmente il fattore principale che consente di distinguere diversi tipi di stelle di neutroni dai loro spettri e spiega la periodicità delle pulsar.[21]

Le stelle di neutroni conosciute come magnetar hanno i campi magnetici più forti, nell'intervallo di 108 a 1011 tesla,[22] e sono diventati l'ipotesi ampiamente accettata per i tipi di stella di neutroni ripetitori di gamma morbida (SGR)[23] e pulsar a raggi X anomali (AXP).[24] La densità di energia magnetica di un 10

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