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