Stea de neutroni
O stea de neutroni este o stea compactă formată din materie degenerată , a cărei componentă predominantă este alcătuită din neutroni ținuți împreună de forța gravitației . Este o așa-numită stea degenerată . Este un corp ceresc masiv de dimensiuni mici - de un ordin care nu depășește treizeci de kilometri (19 mile) - dar cu o densitate foarte mare și o masă în general cuprinsă între 1,4 și 3 mase solare (deși cel mai masiv observat până acum este egal cu 2,01 mase solare). O stea neutronică este rezultatul prăbușirii gravitaționale a miezului unei stele masive , care urmează încetării reacțiilor de fuziune nucleară din cauza epuizării elementelor luminoase din interiorul acesteia și, prin urmare, reprezintă ultima etapă a vieții stelelor cu masă foarte mare. mare (mai mare de 10 mase solare). [1]
Neutronii sunt constituenți ai nucleului atomic și se numesc astfel deoarece sunt neutri din punct de vedere electric. Imensa forță gravitațională, care nu mai este opusă presiunii termice a reacțiilor nucleare care au fost active în timpul vieții unei stele, zdrobește nucleii atomici aducând particulele subatomice în contact, fuzionând electronii cu protonii transformându-i în neutroni. Materia care formează stelele neutronice este diferită de materia obișnuită și nu este încă pe deplin înțeleasă. Caracteristicile sale fizice de densitate sunt mai apropiate de cele ale nucleilor atomici decât de materia obișnuită formată din atomi. Stelele neutronice au fost printre primele obiecte astronomice notabile care au fost teoretic prezise (în 1934 ) și, ulterior, descoperite și identificate (în 1967 ).
Descriere
Stelele neutronice au o masă similară cu cea a Soarelui , deși raza lor este de câteva zeci de kilometri , ceea ce este cu câteva ordine de mărime mai mică.
Masa lor este concentrată într-un volum de 7 × 10 13 m 3 , de aproximativ 10 14 ori mai mic și densitatea medie este deci de 10 14 ori mai mare. Aceste valori de densitate sunt cele mai cunoscute și imposibil de reprodus în laborator (spre exemplu, pentru a reproduce o densitate egală cu cea a obiectului în cauză ar fi necesar să comprimăm un portavion în spațiul ocupat de un bob de nisip).
Pentru a da un exemplu concret, să considerăm o stea de neutroni cu o rază de 15 km și o masă egală cu 1,4 ori cea a Soarelui; va avea o densitate de 1,98 x 10 11 kg / cm 3 , adică 198 de milioane de tone pe centimetru cub. Dorind să ne imaginăm o cantitate echivalentă în greutate a materiei „noastre”, care să fie egală cu masa unui cm 3 de materie a stelei de neutroni menționate mai sus, ar fi nevoie de un volum de 72 de milioane de metri cubi de marmură (presupunând o densitate de 2,75 g / cm 3 ), egal cu un cub de marmură cu latura de 416 metri. [2]
Este o densitate similară cu cea a nucleilor atomici, dar extinsă pe zeci de kilometri.
Într-adevăr, stelele neutronice pot fi considerate nuclee atomice gigantice ținute împreună de forța gravitațională , care nu se prăbușesc datorită efectului respingător al presiunii de degenerare a neutronilor , datorită principiului excluderii Pauli și a efectului respingător al forței puternice , conform Limita Tolman-Oppenheimer-Volkoff .
Datorită masei sale mici comprimate, o stea de neutroni are un câmp gravitațional de suprafață de o sută de miliarde (10 11 ) de ori mai puternic decât cel al Pământului .
Una dintre măsurile unui câmp gravitațional este viteza sa de evacuare , adică viteza pe care trebuie să o aibă un obiect pentru a scăpa de acesta; pe suprafața pământului este vorba 11 km / s , în timp ce pe cea a unei stele de neutroni se află în jur 100.000 km / s , ceea ce reprezintă o treime din viteza luminii .
Stelele neutronice sunt una dintre etapele finale posibile ale evoluției stelare și, prin urmare, sunt uneori numite stele moarte sau cadavre stelare. Acestea se formează în explozii de supernova ca rămășița prăbușită a unei stele de mare masă (în supernova de tip II sau Ib).
O stea neutronică tipică are un diametru de 20 km , are o masă minimă de 1,4 ori mai mare decât a Soarelui (altfel ar fi rămas o pitică albă ) și maxim de 3 ori cea a Soarelui (altfel s-ar prăbuși într-o gaură neagră ). Rotația sa este adesea foarte rapidă: majoritatea stelelor de neutroni se rotesc cu perioade de la 1 până la 30 de secunde , dar unele se află la câteva miimi de secundă.
Materia de pe suprafața lor este compusă din nuclei ionizați obișnuiți. Începând să coboare, întâlnim nuclee cu cantități din ce în ce mai mari de neutroni. Aceste nuclee, în condiții normale, se vor descompune rapid, dar sunt menținute stabile de presiunea enormă. Mai adânc se află încă un prag sub care neutronii liberi se separă de nuclei și au o existență independentă. În această regiune există nuclei, electroni liberi și neutroni liberi. Nucleii devin din ce în ce mai puțini pe măsură ce mergeți spre centru, în timp ce procentul de neutroni crește. Natura exactă a materiei superdense din centru nu este încă bine înțeleasă. Unii cercetători se referă la aceasta ca la o substanță teoretică, neutroniul . Ar putea fi un amestec superfluid de neutroni cu urme de protoni și electroni, ar putea exista particule de mare energie, cum ar fi pioni și kaoni și alte speculații compuse din quarcuri subatomici. Observațiile de până acum nu au confirmat și nici exclus aceste stări de materie „exotice”. Cu toate acestea, examinând curbele de răcire ale unor stele neutronice cunoscute, ipoteza stărilor superfluide (și chiar supraconductoare) pare confirmată, cel puțin în unele zone ale straturilor interioare ale acestor stele.
Istoria descoperirilor
În 1932 , Sir James Chadwick a descoperit [3] neutronul , o nouă particulă (despre care se credea că este elementară, în timp ce astăzi se știe că este compusă din quark ), care i-a adus Premiul Nobel din 1935 .
În 1934 , Walter Baade și Fritz Zwicky [4] au propus existența stelelor compuse în întregime din neutroni, la numai doi ani după descoperirea lui Chadwick. Căutând o explicație pentru originile supernovei , au propus să producă stele de neutroni. Baade și Zwicky au propus corect că supernovele sunt alimentate de energia de legare gravitațională a stelei de neutroni care se formează: „În procesul supernovei, masa este anihilată”. De exemplu, dacă părțile centrale ale unei stele masive se ridică la 3 mase solare înainte de prăbușire, atunci s-ar putea forma o stea de neutroni de 2 mase solare. Energia de legare a unei astfel de stele de neutroni este echivalentă, atunci când este exprimată în unități de masă folosind celebra ecuație E = mc² , la 1 masă solară. În cele din urmă, această energie este cea care alimentează supernova.
Tipuri de stele de neutroni observabile
O stea de neutroni izolată, fără nicio materie în jurul ei, este practic invizibilă: temperatura sa foarte ridicată determină emisia unor radiații vizibile, ultraviolete , X și gamma , dar având în vedere micimea sa, lumina emisă este foarte mică și, la distanțe astronomice, nedetectabilă . Cu toate acestea, dacă steaua neutronică are un însoțitor, aceasta îi poate da masă. Sau steaua neutronică se poate „hrăni” cu materii din apropiere, dacă de exemplu trece printr-un nor de gaz. În toate aceste cazuri steaua neutronică se poate manifesta sub diferite forme:
- Pulsar : termen generic care indică o stea neutronică care emite impulsuri direcționale de radiații detectabile pe Pământ datorită câmpului său magnetic foarte puternic și radiației sale. Funcționează mai mult sau mai puțin ca un far sau un ceas atomic.
- Burster cu raze X - o stea de neutroni cu un însoțitor binar cu masă mică, din care extrage materie care cade la suprafața sa. Materia în cădere capătă o energie enormă și este vizibilă în mod neregulat.
- Magnetar - un tip de repetor gamma moale care are un câmp magnetic foarte puternic.
Rotația stelelor de neutroni
Stelele neutronice se rotesc foarte repede după crearea lor, datorită legii conservării impulsului unghiular : ca un patinator care își accelerează rotația prin închiderea brațelor, rotația lentă a stelei originale se accelerează pe măsură ce se prăbușește. O stea de neutroni nou-născută se poate roti de multe ori pe secundă (cea din Nebuloasa Crabului , născută acum doar 950 de ani, se rotește de 30 de ori pe secundă). Uneori, atunci când au un însoțitor binar și pot primi materie nouă de la acesta, rotația lor accelerează de mii de ori pe secundă, distorsionându-și forma sferică într-un elipsoid, depășind câmpul gravitațional foarte puternic (astfel de stele de neutroni, descoperite de obicei ca pulsari , se numesc pulsari ultra-rapizi ).
În timp, stelele de neutroni încetinesc, deoarece câmpurile lor magnetice rotative radiază energie spre exterior. Stelele mai vechi de neutroni pot dura câteva secunde sau chiar minute pentru a finaliza o revoluție. Acest efect se numește frânare magnetică . În cazul pulsarilor, frânarea magnetică crește intervalul dintre un impuls și altul.
Rata cu care o stea de neutroni încetinește este constantă și foarte lentă: ratele observate sunt cuprinse între 10 −12 și 10 −19 secunde pe secol. Cu alte cuvinte, o stea de neutroni care acum se rotește exact în 1 secundă se va roti în 1,000000000001 secunde într-un secol, dacă este printre cele care încetinesc cel mai mult: cea mai tânără, cu cel mai puternic câmp magnetic. Stelele neutronice cu câmpuri magnetice mai slabe au, de asemenea, o frânare magnetică mai puțin eficientă și durează mai mult pentru a încetini. Aceste diferențe infinitesimale sunt totuși măsurabile cu mare precizie de ceasurile atomice , pe care se sincronizează fiecare observator pulsar.
Uneori, stelele cu neutroni se confruntă cu o eroare : o creștere bruscă a vitezei lor de rotație (oricum foarte mică, comparabilă cu încetinirea observată anterior). Se crede că erorile provin din rearanjări interne ale materiei care le compune, similar cu cutremurele .
Fenomenul pulsarilor
Stelele neutronice au un câmp magnetic foarte intens, de aproximativ 100 de miliarde de ori mai puternic decât cel al Pământului. Materia primită este literalmente canalizată de-a lungul liniilor câmpului magnetic. Electronii se îndepărtează de stea, rotindu-se în jurul ei sincron, până când ajung în punctul în care ar fi forțați să depășească viteza luminii pentru a continua co-rotirea cu ea. La această distanță, electronul trebuie să se oprească și eliberează o parte din energia sa cinetică, cum ar fi razele X și razele gamma . Observatorii din exterior văd această radiație atunci când se uită la polul magnetic. Deoarece aceasta se rotește rapid cu steaua, observatorii văd de fapt impulsuri periodice. Acest fenomen se numește pulsar .
Atunci când pulsarii au fost descoperiți, s-a crezut că ar putea fi emisiile extraterestre: niciun fenomen natural cunoscut la acea vreme nu ar putea explica astfel de impulsuri regulate. Cu toate acestea, nu a fost nevoie de mult pentru a ajunge la interpretarea corectă.
Există un alt tip de stea neutronică, cunoscută sub numele de magnetar (contracția magnetică și a stelei ). Are câmpuri magnetice și mai puternice, de ordinul 10 GT sau mai mult, suficient pentru a șterge un card de credit de la distanța Soarelui și, se crede, pentru a fi muritor de la distanța Lunii, la 400 000 km (ultima cifră este doar o ipoteză, deoarece tehnologia actuală nu este capabilă să genereze câmpuri magnetice atât de puternice încât să fie fatale).
Notă
- ^ (RO) Neutron Stars , pe nasa.gov. Adus la 22 septembrie 2017 .
- ^ (EN) Calculul densității unei stele de neutroni pe heasarc.gsfc.nasa.gov, nasa.gov. Adus la 22 septembrie 2017 .
- ^ Natura Vol 129, p. 312 privind posibila existență a unui neutron
- ^ Phys. Rev. 45 Supernove și raze cosmice
Elemente conexe
Alte proiecte
-
Wikicitată conține citate despre steaua neutronică -
Wikimedia Commons conține imagini sau alte fișiere despre steaua neutronică
linkuri externe
- ( EN ) Neutron star , de la Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
- ( EN ) Neutron Star , în The Encyclopedia of Science Fiction .
- Steaua de neutroni: un magnet spațial , pe archive.oapd.inaf.it , INAF - Observatorul Astronomic din Padova. Adus la 15 septembrie 2017 (Arhivat din original la 8 ianuarie 2017) .
| Controlul autorității | Tesauro BNCF 51157 · LCCN (EN) sh85091218 · GND (DE) 4171660-7 · BNF (FR) cb11979674p (dată) · NDL (EN, JA) 00.573.936 |
|---|
