Cos'è una stella di neutroni

Una stella di neutroni è una stella compatta in cui il peso della stella è sopportato dalla pressione di neutroni liberi. È una cosiddetta stella degenere. Il neutrone è uno dei costituenti del nucleo atomico. I neutroni sono così chiamati perché 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).

Descrizione
Rappresentazione di una stella di neutroni e del suo intenso campo magnetico

Le stelle di neutroni hanno una massa simile a quella del Sole. Ma il loro raggio è dell'ordine di 10 km, cioè 70.000 volte più piccolo del Sole. La loro massa è perciò impacchettata in un volume 70.0003 (circa 1014) volte più piccolo, e la densità media è quindi 1014 volte più alta. Questi valori di densità sono i più alti conosciuti, e sono impossibili da riprodurre in laboratorio: per dare un'idea delle condizioni estreme di una stella di neutroni, per riprodurre la densità osservata occorrerebbe comprimere una portaerei nello spazio occupato da un granello di sabbia. Si tratta di una densità 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 densità e delle piccole dimensioni, una stella di neutroni possiede un campo gravitazionale superficiale cento miliardi (1011) di volte più intenso di quello della Terra. Una delle misure di un campo gravitazionale è la sua velocità di fuga, cioè la velocità 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, cioè un terzo della velocità della luce.

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; ipotesi oggi controversa).

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 è 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 è composta da nuclei ordinari ionizzati. Cominciando a scendere, si incontrano nuclei con quantità sempre più elevate di neutroni. Questi nuclei decadrebbero rapidamente in condizioni normali, ma sono tenuti stabili dall'enorme pressione. Ancora più in profondità, 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 è 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 né confermato né escluso questi stati "esotici" della materia. Tuttavia, esaminando le curve di raffreddamento di alcune stelle di neutroni conosciute, sembrerebbe confermata l'ipotesi di stati superfluidi (e anche superconduttivi), almeno in alcune zone degli strati interni di tali astri.

Storia delle scoperte

Nel 1932, Sir James Chadwick scoprì [1] il neutrone, una nuova particella elementare che gli valse il premio Nobel del 1935.

Nel 1933 Walter Baade e Fritz Zwicky[2] 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 è equivalente, quando espressa in unità di massa usando la famosa equazione E=mc²,ad 1 massa solare. È in ultima analisi questa energia che alimenta la supernova.

Tipi di stelle di neutroni osservabili

Una stella di neutroni isolata, senza alcuna materia attorno ad essa, è 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 luce emessa è molto poca 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:

* Pulsar - termine generico per una stella di neutroni che emette impulsi direzionali di radiazione verso di noi, grazie al suo fortissimo campo magnetico e alla sua radiazione. Funzionano più o meno come un faro rotante.
* burster a raggi X - una stella di neutroni con una compagna binaria di piccola massa, dalla quale estrae materia che va a cadere sulla sua superficie. La materia che cade acquista un'enorme energia, ed è irregolarmente visibile.
* Magnetar - un tipo di ripetitore gamma soft che ha un campo magnetico molto, molto potente.

Rotazione delle stelle di neutroni

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 pulsar ultrarapide).

Col tempo, le stelle di neutroni rallentano perché i loro campi magnetici rotanti irradiano energia verso l'esterno. Le stelle di neutroni più vecchie possono impiegare molti secondi o anche minuti per compiere un giro. Questo effetto è 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 è 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 ruoterà in 1,000000000001 secondi, se è tra quelle che rallentano di più: le più giovani, con un campo magnetico più forte. Le stelle di neutroni con un campo magnetico più debole hanno anche un frenamento magnetico meno efficace, e impiegano più tempo per rallentare. Queste differenze infinitesimali sono comunque misurabili con grande precisione dagli orologi atomici, sui quali ogni osservatore di pulsar si sincronizza.

A volte le stelle di neutroni sperimentano un glitch: un improvviso aumento della loro velocità 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.