Le stelle di neutroni

Materie:	Appunti
Categoria:	Astronomia
Voto:	2.5 (2)
Download:	125
Data:	10.07.2001
Numero di pagine:	3
Formato di file:	.doc (Microsoft Word)

LE STELLE DI NEUTRONI
Quando una stella possiede una massa maggiore di 8 masse solari (stella di grande massa), non termina il suo ciclo evolutivo con la produzione del carbonio, ma si continuano a produrre altri elementi pesanti a temperature centrali sempre più alte e in tempi sempre più brevi.
Per esempio, una stella di 20 masse solari brucia idrogeno per 10 milioni di anni, elio per 1 milione di anni, carbonio per 1000 anni, ossigeno per 1 anno, silicio per 1 settimana e il nucleo di ferro cresce per meno di un giorno. A questo punto la stella non produce più energia, anzi è come se il ferro fungesse da estintore, perché la fusione nucleare di questo materiale e di quelli più pesanti richiede energia invece di cederne.
La stella, incapace di sostenersi, implode catastroficamente in meno di un secondo e il nucleo raggiunge i 10 miliardi di kelvin. A questa temperatura i fotoni sono tanto energetici da rompere i nuclei di ferro in nuclei più leggeri, finché non rimangono solo i protoni e i neutroni (processo di fotodisintegrazione) assieme agli elettroni. Man mano che il collasso continua gli elettroni si compattano nei protoni e formano neutroni (neutronizzazione del nucleo) e neutrini. Questi ultimi attraversano il nucleo come se nulla fosse e fuggono nello spazio portando via energia.
Si forma così una stella di neutroni, un oggetto simile a un enorme nucleo atomico, dalla massa di una stella. Le stelle di neutroni sono oggetti stabili poiché i neutroni svolgono lo stesso ruolo della materia degenere nelle nane bianche, impedendo un ulteriore collasso della struttura.
La densità di una stella di neutroni continua a crescere ancora, sino all’altissimo valore di 1014 g/cm3, cioè finché ogni neutrone avrà uno spazio limite pari al suo raggio (10,13 cm).
Per questa stella si può applicare il concetto di superficie, poiché il suo strato esterno (crosta) è in uno stato solido ed è costituito da nuclei di ferro e elio. Lo spessore della crosta è di 1 km, con un raggio totale della stella di 10 km. Sotto la crosta si trova una zona spessa 3 s 5 km composta dal superfluido di neutroni (uno stato quantistico particolare della materia). Alcuni astrofisici ipotizzano che il nucleo sia solido e composto da un qualche bizzarro stato della materia.
La massa limite di questo oggetto è denominata limite di Schwarzschild ed è pari a 3,2 masse solari (simile al limite di Chandrasekhar per le nane bianche), quindi se il processo di supernova non è stato in grado di espellere una quantità sufficiente di materia, e la massa residua supera tale limite, neanche la pressione dei neutroni riesce a impedire il collasso definitivo del nucleo, che precipita verso lo stato di buco nero.
Le pulsar
Nel 1967 fu scoperto un nuovo tipo di oggetto stellare: la pulsar (contrazione di PULSAting Radio source, radiosorgente pulsante). L’impresa fu opera di Jocelyn Bell Burnell, una giovane radioastronoma che lavorava a Cambridge, la quale si accorse che da un determinato punto del cielo provenivano impulsi radio, a cortissimo periodo e di breve durata.
Successivamente si è compreso che le pulsar sono stelle di neutroni in rapida rotazione che emettono un fascio radio molto ristretto, il cui asse non coincide con quello di rotazione (modello del rotore obliquo), per questo riceviamo il segnale a intervalli regolari, come la luce di un faro.
L’emissione radio proviene dalla radiazione di sincrotrone prodotta da particelle ad alta energia che viaggiano lungo le linee di forza del forte campo magnetico che parte dai poli della pulsar.
La pulsar più famosa è quella all’interno della Crab Nebula, che attraverso la sua energia rotazionale e magnetica rifornisce di energia l’emissione luminosa della nebulosa. La Crab pulsar ruota in un periodo di 0,033 secondi, ma questo periodo rallenta lentamente a causa delle perdite di energia dalla pulsar verso la nebulosa.
Attualmente sono note circa 500 pulsar con periodi che vanno da 0,001 secondi alle decine di secondi. Alcune di esse pulsano alle lunghezze d’onda ottiche, X e Gamma.