STELLE A NEUTRONI

( fonte principale: Karttunen et. al. Fundamental Astronomy - Springer)

STELLE A NEUTRONI. Se la massa di una stella è abbastanza grande, alla fine della sua evoluzione la densità può diventare molto elevata, ancora più grande nelle normali nane bianche. In questo caso l'equazione di stato di un gas di elettroni degenere deve essere sostituita con la corrispondente formulazione relativistica. Inoltre la diminuizione del raggio della stella non è sufficiente a contrastare l'attrazione gravitazionale. L'equilibrio è possibile solo per un particolare valore della massa, detta massa di Chandrasekhar MCh. Il valore di MCh è di circa 1,4M, che è anche il limite superiore per la massa di una nana bianca. Infatti se la massa della stella è maggiore di MCh, gravità supera la pressione del gas degenere e la stella sarà rapidamente contratta verso densità maggiori. Lo stato finale stabile che si raggiunge dopo questo crollo sarà una stella a neutroni. Se invece la massa è minore di MCh, la pressione del gas degenere supera la gravità. La stella quindi si espanderà finchè che la densità non è abbastanza piccola da permettere uno stato di equilibrio con un'equazione di stato non relativistica (nana bianca) . Quando una stella massiccia raggiunge la fine della sua evoluzione ed esplode come una supernova, la contrazione del suo nucleo non necessariamente si ferma alla densità di una nana bianca. Se la massa del collasso è maggiore che la massa di Chandrasekhar, la contrazione continua fino a formarsi una stella di neutroni.

Un' importante reazione di particelle elementari durante le fasi finali di evoluzione stellare è il processo URCA, che è stato formulato da il Schonberg e Gamow nel 1940 e che produce una grande emissione di neutrini senza incidere sulla composizione della materia. (La parola URCA è stato inventata a Rio de Janeiro e prende il nome da un casinò locale. A quanto pare come il denaro sparisce in URCA così l'energia scompare dall'interno delle stelle in forma di neutrini. Si sostiene che il casinò fu chiuso dalle autorità quando questa somiglianza divenne nota.) Il processo URCA consiste delle reazioni:

( Z , A ) + e ( Z 1 , A ) + ν e

( Z 1 , A ) ( Z , A ) + e + ν ¯ e

dove Z è il numero di protoni in un nucleo; A la numero di massa, e- è l'elettrone e ν e ν ¯ sono neutrino e antineutrino. Quando il gas di elettroni è degenere, l'ultima reazione è proibita dal principio di esclusione.

Di conseguenza i protoni nei nuclei vengono trasformati in neutroni. Poiché il numero di neutroni nei nuclei cresce, le loro energie di legame diminuiscono. A densità di circa 4·1014 kg/m3 i neutroni cominciano a fuoriuscire dai nuclei, e a 1017 kg/m3 i nuclei scompaiono del tutto. La materia consiste in una "polenta" di neutroni mescolati con circa 0,5% elettroni e protoni. Le stelle di neutroni sono sostenute contro la gravità dalla pressione del gas degenere di neutroni, come le nane bianche sono sostenute dalla pressione degli elettroni. L'equazione di stato è la stesso, tranne che la massa dell'elettrone è sostituita con la massa dei neutroni, e che il peso molecolare medio è definito rispetto al numero di neutroni liberi. Poiché il gas è quasi interamente costituito neutroni, il peso molecolare media è di circa uno. I diametri tipici di stelle di neutroni sono circa 10 km. A differenza di stelle normali hanno una ben definita superficie solida. L'atmosfera sopra è spessa solo un paio di centimetri. La crosta superiore è un metallo solido con la densità in rapida crescita verso l'interno. La maggior parte della stella è costituita da neutroni superfluidi, ed al centro, dove la densità è superiore a 1018 kg/ m3, ci può essere un nucelo solido di particelle più pesanti (iperoni), o di materia di quark, dove i quark che costituiscono normalmente neutroni possono essere liberi.
Una stella di neutroni formata dall'esplosione e collasso di una supernova inizialmente ruoterà rapidamente, perché il suo momento angolare è immutato mentre il suo raggio è molto più piccolo rispetto a quello di prima. In poche ore la stella si stabilirà in uno stato di equilibrio, ruotanto parecchie centinaia di volte al secondo. Il campo magnetico iniziale della stella di neutroni sarà anche compresso nel collasso, in modo che ci sarà un forte accoppiamento tra campo e materiale circostante. Il momento angolare della stella di neutroni diminuirà costantemente dalla emissione di radiazioni elettromagnetiche, neutrini, raggi cosmici e eventualmente onde gravitazionali. Così anche la velocità angolare diminuirà. La rotazione può anche dividere la stella in più oggetti separati che alla fine si ricomporranno quando si è ridotta l'energia del sistema . Ma in alcuni casi le stelle possono rimanere separate, dando luogo ad un sistema binario di stelle di neutroni.

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La teoria delle stelle di neutroni è stata sviluppata nel 1930, ma le prime osservazioni non sono state fatte fino 1960. A quel tempo le pulsar, un nuovo tipo di sorgenti radio rapidamente pulsanti , sono stati scoperte e identificate come stelle di neutroni. Nel 1970 le stelle di neutroni sono stati anche viste come membri di binarie a raggi X, come le pulsar a raggi X e le burster a raggi X .
PULSAR. Le pulsar sono state scoperte nel 1967, quando A. Hewish e Jocelyn Bell a Cambridge, rilevavano impulsi radio regolari, molto stretti, provenienti dal cielo. Da allora circa 1500 pulsar sono state scoperte. I loro periodi vanno da 0,0016 s fino a 20 minuti. Sono stati osservati sia un rallentamento costante della velocità di rotazione che piccoli salti improvvisi nel periodo di rotazione. Questi potrebbero essere un segno di un rapido movimento di masse nella crosta della stella di neutroni ("stellamoti o starquakes") o nei suoi dintorni. L'origine dei impulsi radio può essere compreso se il campo magnetico è inclinato di un angolo di 45° - 90° rispetto all'asse di rotazione. Ci sarà poi una magnetosfera intorno alla stella, dove le particelle sono deviate dal campo magnetico e ruoteranno con esso . Ad una certa distanza dalla stella, la velocità di rotazione si avvicina alla velocità della luce. Le particelle in rapido movimento emetteranno radiazione in uno stretto cono nella loro direzione di movimento. Mentre la stella ruota, questo cono spazza in giro come un faro, e si vede come impulsi stretti. Allo stesso tempo particelle relativistiche fluscono fuori dalla stella di neutroni. 2
3 La pulsar più nota si trova nella Nebulosa del Granchio. Questa piccola nebulosa nella costellazione del Toro è stata osservato dall'astronomo francese Charles Messier a metà del 18 ° secolo e divenne il primo oggetto nel catalogo di Messier, M1. La Nebulosa del Granchio nel 1948 è risultata essere un forte sorgente radio e nel 1964 una sorgente di raggi X . La pulsar fu scoperta nel 1968. L'anno successivo è stato osservata otticamente ed è stato anche trovato per essere un emettitore di raggi X. Le stelle di neutroni sono difficili da studiare otticamente, dal momento che loro luminosità nella regione visibile è molto piccola (tipicacamente circa 10-6 L). Per esempio la pulsar Vela è stata osservato con una magnitudine visuale di circa 25. Nella regione radio, è una sorgente pulsante molto intensa.

Alcune pulsar sono stati scoperte in sistemi binari; la prima, PSR1913+16, nel 1974. Nel 1993 J. Taylor e R. Hulse hanno ricevuto il Premio Nobel per la rilevazione e studi di questa pulsar. La pulsar orbita attorno una compagna, presumibilmente un'altra stella di neutroni, con l'eccentricità orbitale 0,6 e periodo 8 ore. Il periodo osservato degli impulsi è alterato dall'effetto Doppler, e questo permette di determinare la curva di velocità della pulsar. Queste osservazioni possono essere fatta molto accuratamente, ed è stata quindi possisibile seguire i cambiamenti degli elementi orbitali del sistema per un periodo di diversi anni. Per esempio, la direzione periastro della pulsar binaria è stata osservata a ruotare 4° all'anno. Questo fenomeno può essere spiegato attraverso la Teoria Generale della Relatività; nel sistema solare, la corrispondente rotazione (la frazione minore della rotazione non spiegata dai meccanica newtoniana) del perielio di Mercurio è 43 secondi d'arco per secolo.

La pulsar binaria PSR1913+16 ha anche fornito la prima una forte evidenza dell'esistenza di onde gravitazionale . Durante il periodo di osservazione il periodo orbitale del sistema è costantemente diminuito. Questo dimostra che il sistema sta perdendo energia orbitale ad un tasso che concorda esattamente con quella prevista dalla teoria generale relatività. L'energia persa viene irradiata come onde gravitazionali

MAGNETAR. L'energia emessa dalle comuni pulsar ha la sua origine nel rallentamento della loro rotazione. In alcune stelle di neutroni, le magnetars, il campo magnetico è così forte che l'energia rilasciata nel decadimento del campo è la principale fonte di energia. Considerando che nelle ordinarie pusar il campo magnetico è tipicamente 108 T, in magnetars un valore tipico può essere 109 - 1011 T. Le magnetar sono state coinvolte come spiegazione delle stelle ripetitori di raggi gamma molli (SGR), stelle a raggi X che irregolarmente emettono ripetuti, luminosi e brevi (0,1 s) lampi di raggi gamma di bassa energia.
Una seconda classe di oggetti misteriosi, pulsar a raggi X anomali (AXP), sono stati identificate come magnetar. AXP sono pulsar lentamente rotanti, con un periodo di rotazione di 6 a 12 secondi. Nonostante questo sono sorgenti di raggi X luminose, che possono essere comprese se la loro energia è di origine magnetica. Si pensa che magnetar sono i resti di stelle che erano più massiccia e in rapida rotazione di quelle che poi danno luogo a pulsar ordinarie.
Una magnetar appare all'inizio come una SGR. Durante questa fase, che dura solo 10.000 anni, il campo magnetico molto forte rallenta il tasso di rotazione. Allo stesso tempo il campo è trascinato rispetto alla crosta della stella di neutroni. Questo provoca cambiamenti nella struttura della crosta, che porta a potenti lampi magnetici e le esplosioni osservate. Dopo circa 10.000 anni la rotazione è rallentato così tanto che esplosioni cessano, lasciando la stella di neutroni osservabile come una AXP.

LAMPI DI RAGGI GAMMA. Per lungo tempo i lampi di raggi gamma (GRB), lampi di raggi gamma molto brevi e stretti, la prima volta scoperti nel 1973, sono rimasti un mistero. Diversamente dal molto meno comune SGR, il GRB non si ripeteva, e non avevano controparti ottiche o a raggi X. Un primo importante passo avanti è stato fatto quando osservazioni satellitari con il Compton Gamma Ray Observatory hanno dimostrato che i lampi di raggi gamma sono distribuiti quasi uniformemente nel cielo, a differenza delle stelle di neutroni conosciute.

La natura dei lampi di raggi gamma sta ora diventando chiara grazie ai programmi di osservazione dedicati che hanno utilizzato per le rilevazioni dei lampi di raggi gamma satelliti per raggi gamma e raggi X come Beppo-SAX e, in particolare, Swift cerca rapidamente le code di emissione dei GRB alle lunghezze d'onda ottiche. La rilevazione di queste code di emissione ha consentito di determinare distanze per i lampi e la loro posizione nelle loro galassie ospiti. È diventato chiaro che ci sono almeno due tipi di lampi, con i nomi di auto-descrittivi di lampi lunghi di raggi gamma molli, e lampi brevi di raggi gamma duri. I lampi lunghi di raggi gamma molli, della durata di più di 2 secondi, è stato dimostrato in modo convincente che sono prodotti in esplosioni di enorme stelle al termine della loro vita, in particolare di supernove tipi Ib e Ic . Ma solo una piccola frazione di tutti i tipi di supernove Ibc danno luogo a GRB. Le esplosioni che producono i GRB sono state chiamate ipernove, e sono tra gli oggetti più luminosi dell'Universo. Un GRB osservato alla fine del 2005 ha avuto luogo quando l'Universo aveva solo 900 milioni di anni, il che rende uno degli oggetti più distanti mai osservati. Le condizioni richieste per le esplosioni delle ipernove non sono ancora certe. La natura dei sistemi che danno luogo ai lampi brevi di raggi gamma duri, della durata di meno di 2 secondi, sono state più difficile da accertare. La teoria più accreditata è che sono prodotti in sistemi binari compatti composti da due stelle di neutroni o una stella di neutroni e un buco nero . Questi sistemi perdono energia per mezzo di onde gravitazionali, e, infine, i due componenti devono fondersi, producendo una raffica di radiazioni gamma. Questa teoria ha ora ricevuto un forte sostegno quando il bagliore residuo di una alcune brevi raffiche è stato rilevato nelle parti esterne delle loro galassie ospiti. Dal momento che le stelle in queste regioni sono tutte vecchie e non possono dare più luogo a collassi di supernove, la fusione di stelle a neutroni appare l'ipotesi più probabile. Tuttavia, è ancora possibile che alcune delle brevi sequenze di GBR sono dovute a eccezionali lampi di magnetar molto luminose