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Tags: nana bianca onde radio pulsar Record stellari ritardo di Shapiro stelle di neutroni
Scritto da: Vincenzo Zappalà
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Record stellari (7): La stella di neutroni più pesante
Questo articolo è inserito nelle pagine d'archivio "Einstein ha sempre ragione" e "Record cosmici"
DEFORMA LO SPAZIOTEMPO E TI DIRO' QUANTO PESI
(Articolo pubblicato il 17/9/2019)
Calcolata la massa della più compatta stella di neutroni mai osservata. Siamo proprio al limite per la trasformazione in buco nero. Ancora una volta c'è lo zampino di Einstein.
Se consideriamo i buchi neri come oggetti "speciali", le stelle più dense del Cosmo sono le stelle di neutroni, Nel caso in oggetto stiamo parlando di 2.15 masse solari racchiuse in una sfera di soli 30 km di diametro. Oggi questo è considerato il limite massimo per non collassare in un buco nero.
In realtà, poco si sa ancora di che materia sia composto l'interno di una stella di neutroni, ma sicuramente oltre un certo limite nemmeno i neutroni liberi possono fermare la caduta verso la singolarità e far sì che l'orizzonte degli eventi (che ogni oggetto ha) diventi più grande dell'oggetto stesso. Forse i neutroni ultra schiacciati cambiano stato e diventano un superfluido o magari si "frantumano" in quark... Tante ipotesi, ma poche certezze. Aver scoperto la più pesante stella di neutroni può aiutare a risolvere in parte questo mistero.
Ma, come capiamo molto bene, non è certo facile determinare la massa di una stella di neutroni. Come al solito ci viene incontro la Relatività Generale. Innanzitutto, sono necessari due requisiti:
1) che la stella abbia una compagna piuttosto massiccia come una nana bianca;
2) che la stella di neutroni sia anche una pulsar, ossia la sua rotazione ultraveloce (centinaia di giri al secondo) invii verso lo spazio un fascio di onde radio.
Questa specie di faro cosmico invia il suo segnale con una precisione mostruosa e noi potremmo veramente prendere i suoi segnali come il più perfetto orologio dell'Universo. Tuttavia, questo non accade e con grande regolarità il tempo tra un impulso e l'altro subisce un certo ritardo. Roba da poco, dell'ordine dei milionesimi di secondo, ma tanto basta per rendersene conto. Un orologio che ogni tanto, in modo periodico, sembra perdere qualche colpo...
Di chi è la colpa? Della compagna nana bianca, che è pur sempre un oggetto molto compatto, capace di far contento Einstein e di curvare lo spaziotempo. In poche parole, quando la nana bianca si interpone nella sua rivoluzione attorno alla sorella-faro, costringe il fascio radio a percorrere un tragitto un più lungo rispetto alla linea retta. Stiamo attenti... non vi è nessun rallentamento della luce, che viaggia sempre alla stessa velocità, ma i poveri fotoni sono costretti a compiere un viaggio un po' più lungo prima di giungere a noi.
Calcolare la massa della nana bianca sulla base del ritardo che riesce a causare al fascio radio della sorella è un gioco da ragazzi, molto simile all'effetto lente che conosciamo molto bene. Calcolata la massa della nana bianca è allora abbastanza facile determinare anche la massa della compagna conoscendo il periodo di rivoluzione in modo molto preciso, proprio a causa del ritmicità del ritardo del tempo di arrivo.
In gergo tecnico, questo effetto si chiama ritardo di Shapiro, ma è, ancora una volta, un'applicazione di quanto prevede la relatività generale.
articolo originale QUI
Se volete approfondire la differenza tra nane bianche e stelle di neutroni, non dovete fare altro che... interrogare Wolfgang Pauli!
4 commenti
Non ci avevo mai pensato prima e avevo sempre accettata l'esistenza delle stelle di neutroni. Ma leggendo questo articolo mi hai fatto venire in mente che mentre i protoni si possono considerare praticamente eterni, i neutroni liberi sono instabili e hanno una vita media di 15 minuti prima di trasformarsi in un protone + un elettrone + un neutrino. Ecco quindi che immagino non si possa pensare a una stella di neutroni come a una palla fatta di tante sferette, fitte, fitte.
Si può dire che il decadimento avviene perché la somma delle masse delle tre particelle prodotte è inferiore a quella del protone originale e la differenza si compensa in energia cinetica.
Nelle stelle di neutroni, se questo decadimento non avviene, significa che non c'è un vantaggio nello sbriciolamento. Posso pensare che è l'energia gravitazionale a compensarlo?
Non capisco bene cosa intendi... Forse questo ti può aiutare:
http://www.infinitoteatrodelcosmo.it/2015/03/01/perche-esistono-le-nane-bianche-e-le-stelle-di-neutroni-chiedetelo-a-pauli/
A parte che nella terz'ultima riga ho scritto per errore "protone originale" anzichè "neutrone originale", nell'articolo che mi suggerisci con il link qui sopra tu scrivi:
"Elettrone più protone vuol dire neutrone. La stella si trasforma da un mare di elettroni in un mare di neutroni, per i quali, però, vale ancora il principio di Pauli che vieta una posizione troppo vicina ai protoni. La pressione dei neutroni “scacciati” diventa così alta da pareggiare nuovamente la gravità".
Suppongo che anche qui ci siano due errori di "stompa" del proto per cui "scacciati" stia per "schiacciati" e "troppo vicina ai protoni" si debba leggere "troppo vicina ai neutroni", ma in definitiva è questo che intendo:
Questa forza che li mantiene integri, che vince le interazioni deboli, è solo quella gravitazionale? O, che ne so, anche i gluoni della forza forte ci giocano un qualche ruolo?
Caro Albertone,
non confondiamo ciò che capita nella stella che collassa con quello che capita nel materiale espulso. Ricordiamoci che il neutrone decade quando è libero, non quando fa parte del nucleo (ci mancherebbe altro...). Nella stella che collassa i protoni del nucleo vengono colpiti da un elettrone e diventano neutroni del nucleo, regolati dal principio di Pauli. Abbiamo invece neutroni liberi nel materiale espulso e qui avviene il processo s. Abbi pazienza, ma sto facendo parecchia fatica a scrivere qualcosa sulle derivate e questa discussione mi crea disagi materiali... Ti consiglio di leggere il processo s...