Quanto vivono le stelle di neutroni

Nucleo collassato di una stella massiccia

Per altri usi, vedi Stella di neutroni.

Una stella di neutroni è il nucleo collassato di una stella supergigante massiccia. È il risultato dell'esplosione di una stella massiccia da parte di una supernova, combinata con il collasso gravitazionale, che comprime il nucleo oltre la densità delle nane bianche a quella dei nuclei atomici. Superate solo dai buchi neri, le stelle di neutroni sono la seconda classe di oggetti stellari più piccola e densa conosciuta. ^[1] Le stelle di neutroni hanno un raggio dell'ordine di 10 chilometri (6 miglia) e una massa di circa 1,4 _☉ . ^[2] Le stelle che collassano in stelle di neutroni hanno una massa totale compresa tra 10 e 25 masse solari ( _☉ ), o forse più per quelle che sono particolarmente ricche di elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio. ^[3]

Una volta formate, le stelle di neutroni non generano più attivamente calore e si raffreddano nel tempo, ma possono ancora evolvere ulteriormente attraverso collisioni o accrescimenti. La maggior parte dei modelli di base per questi oggetti implicano che siano composti quasi interamente da neutroni, poiché l'estrema pressione fa sì che gli elettroni e i protoni presenti nella materia normale si combinino in neutroni aggiuntivi. Queste stelle sono parzialmente supportate contro un ulteriore collasso dalla pressione di degenerazione dei neutroni, proprio come le nane bianche sono supportate contro il collasso dalla pressione di degenerazione degli elettroni. Tuttavia, questo non è di per sé sufficiente a sostenere un oggetto oltre 0,7 _☉ ^{[4] [5]} e le forze nucleari repulsive contribuiscono sempre più a sostenere stelle di neutroni più massicce. ^{[6] [7]} Se il resto della stella ha una massa superiore al limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff, che varia Da 2.2 a 2.9 _☉ , la combinazione di pressione di degenerazione e forze nucleari è insufficiente per sostenere la stella di neutroni, causandone il collasso e la formazione di un buco nero. La stella di neutroni più massiccia rilevata finora, PSR J0952-0607, è stimata a 2,35±0,17 M _☉ . ^[8]

Le stelle di neutroni di nuova formazione possono avere temperature superficiali di dieci milioni di K o più. Tuttavia, poiché le stelle di neutroni non generano nuovo calore attraverso la fusione, si raffreddano inesorabilmente dopo la loro formazione. Di conseguenza, una data stella di neutroni raggiunge una temperatura superficiale di un milione di K quando ha un'età compresa tra mille e un milione di anni. ^[9] Le stelle di neutroni più vecchie e ancora più fredde sono ancora facili da scoprire. Ad esempio, la stella di neutroni ben studiata, RX J1856.5-3754, ha una temperatura superficiale media di circa 434.000 K. ^[10] Per confronto, il Sole ha un temperatura superficiale effettiva di 5.780 K. ^[11]

Il materiale delle stelle di neutroni è notevolmente denso: una scatola di fiammiferi di dimensioni normali contenente materiale di stelle di neutroni avrebbe un peso di circa 3 miliardi di tonnellate, lo stesso peso di un pezzo di Terra di 0,5 chilometri cubi (un cubo con bordi di circa 800 metri) dalla superficie terrestre. ^{[12] [13]}

Quando il nucleo di una stella collassa, la sua velocità di rotazione aumenta a causa della conservazione del momento angolare, quindi le stelle di neutroni appena formate ruotano tipicamente fino a diverse centinaia di volte al secondo. Alcune stelle di neutroni emettono fasci di radiazione elettromagnetica che le rendono rilevabili come pulsar, e la scoperta delle pulsar da parte di Jocelyn Bell Burnell e Antony Hewish nel 1967 è stata la prima ipotesi osservativa dell'esistenza di stelle di neutroni. La stella di neutroni che ruota più velocemente conosciuta è PSR J1748-2446ad, che ruota a una velocità di 716 volte al secondo ^{[14] [15]} o 43.000 giri al minuto, dando una velocità lineare (tangenziale) alla superficie dell'ordine di 0,24 C (cioè, quasi un quarto della velocità della luce).

Si pensa che ci siano circa un miliardo di stelle di neutroni nella Via Lattea, ^[16] e almeno diverse centinaia di milioni, una cifra ottenuta stimando il numero di stelle che hanno subito esplosioni di supernova. ^[17] Tuttavia, molte di esse sono esistite per un lungo periodo di tempo e si sono raffreddate considerevolmente. Queste stelle irradiano pochissima radiazione elettromagnetica; La maggior parte delle stelle di neutroni che sono state rilevate si verificano solo in determinate situazioni in cui irradiano, ad esempio se sono una pulsar o una parte di un sistema binario. Le stelle di neutroni a rotazione lenta e non in accrescimento sono difficili da rilevare, a causa dell'assenza di radiazione elettromagnetica; tuttavia, poiché lo spazio di Hubble Rilevamento al telescopio di RX J1856.5-3754 negli anni '90, sono state rilevate alcune stelle di neutroni vicine che sembrano emettere solo radiazione termica.

Le stelle di neutroni nei sistemi binari possono subire accrescimento, nel qual caso emettono grandi quantità di raggi X. Durante questo processo, la materia si deposita sulla superficie delle stelle, formando "punti caldi" che possono essere sporadicamente identificati come sistemi di pulsar a raggi X. Inoltre, tali accrescimenti sono in grado di "riciclare" le vecchie pulsar, facendole guadagnare massa e ruotare molto rapidamente, formando pulsar di millisecondi. Inoltre, sistemi binari come questi continuano ad evolversi, con molte compagne che alla fine diventano oggetti compatti come le nane bianche o le stelle di neutroni stesse, anche se altre possibilità includono una completa distruzione della compagna attraverso l'ablazione o la collisione.

Lo studio dei sistemi di stelle di neutroni è fondamentale per l'astronomia delle onde gravitazionali. La fusione di neutroni binari Le stelle producono onde gravitazionali e possono essere associate a kilonovae e lampi di raggi gamma di breve durata. Nel 2017, i siti interferometrici LIGO e Virgo hanno osservato GW170817, la prima rilevazione diretta di onde gravitazionali da un evento di questo tipo. ^[18] Prima di questo, la prova indiretta delle onde gravitazionali era stata dedotta studiando la gravità irradiata dal decadimento orbitale di un diverso tipo di sistema di neutroni binari (non unito), la pulsar di Hulse-Taylor.

Formazione

Qualsiasi stella di sequenza principale con una massa iniziale maggiore di 8 _☉ (otto volte la massa del Sole) ha il potenziale per diventare una stella di neutroni. Man mano che la stella si evolve lontano dalla sequenza principale, la nucleosintesi stellare produce un nucleo ricco di ferro. Quando tutto il combustibile nucleare nel nocciolo è stato esaurito, il nocciolo deve essere sostenuto dalla sola pressione di degenerazione. Ulteriori depositi di massa da La combustione dei proiettili fa sì che il nucleo superi il limite di Chandrasekhar. La pressione di degenerazione degli elettroni viene superata e il nucleo collassa ulteriormente, causando un aumento delle temperature a oltre 5×10 ⁹ K (5 miliardi di K). A queste temperature, si verifica la fotodisintegrazione (la rottura dei nuclei di ferro in particelle alfa a causa dei raggi gamma ad alta energia). Mentre la temperatura del nucleo continua a salire, elettroni e protoni si combinano per formare neutroni tramite cattura elettronica, rilasciando un'ondata di neutrini. Quando le densità raggiungono una densità nucleare di 4×10 ¹⁷ kg/m ³ , una combinazione di forte repulsione della forza e pressione di degenerazione dei neutroni arresta la contrazione. ^[19] L'involucro esterno della stella che si contrae viene arrestato e rapidamente scagliato verso l'esterno da un flusso di neutrini prodotto nella creazione dei neutroni, dando vita a una supernova e lasciando dietro di sé una stella di neutroni. Tuttavia, se il residuo ha una massa maggiore di circa 3 _☉ , diventa invece un buco nero. ^[20]

Quando il nucleo di una stella massiccia viene compresso durante una supernova di tipo II o una supernova di tipo Ib o di tipo Ic, e collassa in una stella di neutroni, mantiene la maggior parte del suo momento angolare. Poiché ha solo una piccola frazione del raggio del suo genitore (riducendo drasticamente il suo momento di inerzia), una stella di neutroni si forma con una velocità di rotazione molto elevata e poi, per un periodo molto lungo, rallenta. Sono note stelle di neutroni che hanno periodi di rotazione da circa 1,4 ms a 30 s. La densità della stella di neutroni le conferisce anche una gravità superficiale molto elevata, con valori tipici che vanno da 10 ¹² a 10 ¹³ m/s ² (più di 10 ¹¹ volte quello della Terra). ^[21] Una misura di tale immensa gravità è il fatto che le stelle di neutroni hanno una velocità di fuga di oltre la metà della velocità di Leggero. ^[22] La gravità della stella di neutroni accelera la caduta della materia a una velocità tremenda e le forze di marea vicino alla superficie possono causare la spaghettificazione. ^[22]

Proprietà

Equazione di stato L'equazione di

stato delle stelle di neutroni non è attualmente nota. Questo perché le stelle di neutroni sono il secondo oggetto più denso conosciuto nell'universo, solo meno denso dei buchi neri. L'estrema densità significa che non c'è modo di replicare il materiale sulla terra in laboratorio, che è il modo in cui vengono testate le equazioni di stato per altre cose come i gas ideali. La stella di neutroni più vicina è a molti parsec di distanza, il che significa che non c'è un modo fattibile per studiarla direttamente. Mentre è noto che le stelle di neutroni dovrebbero essere simili a un gas degenere, non possono essere modellate strettamente come tali (come lo sono le nane bianche) a causa dell'estrema gravità. La relatività generale deve essere considerata per il neutrone equazione di stato a stella perché la gravità newtoniana non è più sufficiente in quelle condizioni. Devono essere considerati anche effetti come la cromodinamica quantistica (QCD), la superconduttività e la superfluidità.

Alle densità straordinariamente elevate delle stelle di neutroni, la materia ordinaria viene compressa a densità nucleari. In particolare, la materia varia dai nuclei incorporati in un mare di elettroni a bassa densità nella crosta esterna, alle strutture sempre più ricche di neutroni nella crosta interna, alla materia uniforme estremamente ricca di neutroni nel nucleo esterno, e possibilmente agli stati esotici della materia ad alte densità nel nucleo interno. ^[23]

Comprendere la natura della materia presente nei vari strati delle stelle di neutroni e le transizioni di fase che si verificano ai confini degli strati è un importante problema irrisolto nella fisica fondamentale. L'equazione di stato della stella di neutroni codifica le informazioni sulla struttura di un stella di neutroni e quindi ci dice come si comporta la materia alle densità estreme che si trovano all'interno delle stelle di neutroni. I vincoli sull'equazione di stato della stella di neutroni fornirebbero quindi vincoli su come funziona la forza forte del modello standard, il che avrebbe profonde implicazioni per la fisica nucleare e atomica. Questo rende le stelle di neutroni laboratori naturali per sondare la fisica fondamentale.

Ad esempio, gli stati esotici che possono essere trovati nei nuclei delle stelle di neutroni sono tipi di materia QCD. Alle densità estreme al centro delle stelle di neutroni, i neutroni si disgregano dando origine a un mare di quark. L'equazione di stato di questa materia è governata dalle leggi della cromodinamica quantistica e poiché la materia QCD non può essere prodotta in nessun laboratorio sulla Terra, la maggior parte delle attuali conoscenze su di essa è solo teorica.

Diverse equazioni di stato portano a diversi valori di quantità osservabili. Mentre l'equazione di stato è solo mettendo in relazione diretta la densità e la pressione, porta anche a calcolare osservabili come la velocità del suono, la massa, il raggio e i numeri di Love. Poiché l'equazione di stato è sconosciuta, ce ne sono molte proposte, come FPS, UU, APR, L e SLy, ed è un'area di ricerca attiva. Quando si crea l'equazione di stato, è possibile considerare diversi fattori, come le transizioni di fase.

Un altro aspetto dell'equazione di stato è se si tratta di un'equazione di stato morbida o rigida. Questo si riferisce a quanta pressione c'è a una certa densità di energia e spesso corrisponde a transizioni di fase. Quando il materiale sta per attraversare una transizione di fase, la pressione tenderà ad aumentare fino a quando non si sposta in uno stato più confortevole della materia. Un'equazione di stato morbida avrebbe una pressione leggermente crescente rispetto alla densità di energia, mentre una rigida avrebbe un aumento più netto della pressione. Nelle stelle di neutroni, i fisici nucleari sono ancora Verifica se l'equazione di stato deve essere rigida o morbida, e talvolta cambia all'interno delle singole equazioni di stato a seconda delle transizioni di fase all'interno del modello. Questo è indicato come l'equazione dell'irrigidimento o dell'ammorbidimento dello stato, a seconda del comportamento precedente. Poiché non si sa di cosa siano fatte le stelle di neutroni, c'è spazio per diverse fasi della materia da esplorare all'interno dell'equazione di stato.

Densità e pressione

Le stelle di neutroni hanno densità complessive da 3,7×10 ¹⁷ a 5,9×10 ¹⁷ kg/m ³ (2,6×10 ^{da 14} a 4,1×10 ¹⁴ volte la densità del Sole), ^[a] che è paragonabile alla densità approssimativa di un nucleo atomico di 3×10 ¹⁷ kg/m ³ . ^[24] La densità aumenta con la profondità, variabile da circa 1×10 ^{a 9} kg/m ³ alla crosta fino a una stima di 6×10 ¹⁷ o 8×10 ¹⁷ kg/m ³ più profonda all'interno. ^[25] La pressione aumenta di conseguenza, da circa 3,2×10 ³¹ Pa alla crosta interna a 1,6×10 ³⁴ Pa al centro. ^[26]

Una stella di neutroni è così densa che un cucchiaino (5 millilitri) del suo materiale avrebbe una massa superiore a 5,5×10 ¹² kg, circa 900 volte la massa della Grande Piramide di Giza. ^[b] L'intera massa della Terra alla densità delle stelle di neutroni entrerebbe in una sfera di 305 m di diametro, circa le dimensioni del telescopio di Arecibo.

Nella letteratura scientifica popolare, le stelle di neutroni sono talvolta descritte come nuclei atomici macroscopici. Infatti, entrambi gli stati sono composti da nucleoni, e condividono una densità simile a quella di un ordine di grandezza. Tuttavia, per altri aspetti, le stelle di neutroni e i nuclei atomici sono molto diverso. Un nucleo è tenuto insieme dall'interazione forte, mentre una stella di neutroni è tenuta insieme dalla gravità. La densità di un nucleo è uniforme, mentre si prevede che le stelle di neutroni siano costituite da più strati con composizioni e densità variabili. ^[27]

Poiché

le equazioni di stato per le stelle di neutroni portano a diverse osservabili, come diverse relazioni massa-raggio, ci sono molti vincoli astronomici sulle equazioni di stato. Questi provengono principalmente da LIGO, ^[28] che è un osservatorio di onde gravitazionali, e NICER, ^[29] che è un telescopio a raggi X.

Le osservazioni del NICER delle pulsar in sistemi binari, da cui è possibile stimare la massa e il raggio della pulsar, possono vincolare l'equazione di stato della stella di neutroni. Una misurazione del 2021 della pulsar PSR J0740+6620 è stata in grado di vincolare il raggio di una massa solare di 1,4 stella di neutroni a 12,33+0,76
−0,8 km con una confidenza del 95%. ^[30] Questi vincoli massa-raggio, combinati con i calcoli chirali della teoria dei campi efficaci, stringono i vincoli sull'equazione di stato della stella di neutroni. ^[23]

I vincoli di equazione di stato dalle rivelazioni di onde gravitazionali LIGO iniziano con i ricercatori di fisica nucleare e atomica, che lavorano per proporre equazioni teoriche di stato (come FPS, UU, APR, L, SLy e altri). Le equazioni di stato proposte possono quindi essere passate ai ricercatori di astrofisica che eseguono simulazioni di fusioni di stelle di neutroni binarie. Da queste simulazioni, i ricercatori possono estrarre forme d'onda gravitazionali, studiando così la relazione tra l'equazione di stato e le onde gravitazionali emesse dalle fusioni di stelle di neutroni binarie. Usando queste relazioni, si può vincolare l'equazione di stato della stella di neutroni quando le onde gravitazionali provenienti da fusioni di stelle di neutroni binarie si osservano. Precedenti simulazioni di relatività numerica di fusioni di stelle di neutroni binarie hanno trovato relazioni tra l'equazione di stato e i picchi dipendenti dalla frequenza del segnale dell'onda gravitazionale che possono essere applicati alle rivelazioni LIGO. ^[31] Ad esempio, la rilevazione LIGO della fusione di stelle di neutroni binarie GW170817 fornito limiti sulla deformabilità mareale delle due stelle di neutroni, riducendo drasticamente la famiglia delle equazioni di stato consentite. ^[32] I futuri segnali delle onde gravitazionali con rivelatori di prossima generazione come Cosmic Explorer possono imporre ulteriori vincoli. ^[33]

Quando i fisici nucleari cercano di capire la probabilità della loro equazione di stato, è bene confrontare con questi vincoli per vedere se prevede stelle di neutroni di queste masse e raggi. ^[34] C'è anche un recente lavoro sul vincolo dell'equazione di stato con la velocità del suono attraverso l'idrodinamica. ^[35]

Equazione di Tolman-Oppenheimer-Volkoff

L'equazione di Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) può essere utilizzata per descrivere una stella di neutroni. L'equazione è una soluzione delle equazioni di Einstein della relatività generale per una metrica sfericamente simmetrica, invariante nel tempo. Con una data equazione di stato, la risoluzione dell'equazione porta a osservabili come la massa e il raggio. Ci sono molti codici che risolvono numericamente l'equazione TOV per una data equazione di stato per trovare la relazione massa-raggio e altri osservabili per quell'equazione di stato.

Le seguenti equazioni differenziali possono essere risolte numericamente per trovare le stelle di neutroni osservabili: ^[36]

dove è la costante gravitazionale, è la pressione, è la densità di energia (trovata dall'equazione di stato) e è la velocità della luce.

Relazione massa-raggio

Utilizzando le equazioni TOV e un'equazione di stato, è possibile trovare una curva massa-raggio. L'idea è che per la corretta equazione di stato, ogni stella di neutroni che potrebbe esistere si troverebbe lungo quella curva. Questo è uno dei modi in cui le equazioni di stato possono essere limitate dalle osservazioni astronomiche. Per creare queste curve, è necessario risolvere le equazioni TOV per diverse densità centrali. Per ogni densità centrale, si risolvono numericamente le equazioni di massa e pressione fino a quando la pressione va a zero, che è l'esterno della stella. Ogni soluzione fornisce una massa e un raggio corrispondenti per quella densità centrale.

Le curve massa-raggio determinano qual è la massa massima per una data equazione di stato. Per la maggior parte della curva massa-raggio, ogni raggio corrisponde a un valore di massa univoco. Ad un certo punto, la curva raggiungerà un massimo e inizierà a scendere, portando a una massa ripetuta valori per raggi diversi. Questo punto massimo è ciò che è noto come massa massima. Oltre quella massa, la stella non sarà più stabile, cioè non sarà più in grado di reggersi contro la forza di gravità, e collasserebbe in un buco nero. Poiché ogni equazione di stato porta a una diversa curva massa-raggio, portano anche a un valore di massa massima unico. Il valore massimo della massa è sconosciuto finché l'equazione di stato rimane sconosciuta.

Questo è molto importante quando si tratta di vincolare l'equazione di stato. Oppenheimer e Volkoff arrivarono al limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff usando un'equazione di stato dei gas degenere con le equazioni TOV che era ~0,7 masse solari. Poiché le stelle di neutroni che sono state osservate sono più massicce di così, quella massa massima è stata scartata. La stella di neutroni massiccia più recente che è stata osservata è stata PSR J0952-0607, con masse solari di 2,35±0,17. Qualsiasi equazione di stato con una massa Meno di questo non predirebbe quella stella e quindi è molto meno probabile che sia corretta.

Un fenomeno interessante in quest'area dell'astrofisica relativo alla massa massima delle stelle di neutroni è quello che viene chiamato il "gap di massa". Il divario di massa si riferisce a un intervallo di masse da circa 2-5 masse solari in cui sono stati osservati pochissimi oggetti compatti. Questo intervallo si basa sulla massa massima assunta delle stelle di neutroni (~2 masse solari) e sulla massa minima del buco nero (~5 masse solari). ^[37] Recentemente, sono stati scoperti alcuni oggetti che cadono in quel gap di massa dalle rilevazioni di onde gravitazionali. Se la vera massa massima delle stelle di neutroni fosse nota, aiuterebbe a caratterizzare gli oggetti compatti in quell'intervallo di massa come stelle di neutroni o buchi neri.

Ci

sono altre tre proprietà delle stelle di neutroni che dipendono dall'equazione di stato, ma possono anche essere astronomicamente osservato: il momento d'inerzia, il momento di quadrupolo e il numero d'Amore. Il momento d'inerzia di una stella di neutroni descrive la velocità con cui la stella può ruotare con un momento di rotazione fisso. Il momento di quadrupolo di una stella di neutroni specifica quanto quella stella è deformata dalla sua forma sferica. Il numero di Love della stella di neutroni rappresenta la facilità o la difficoltà di deformare la stella a causa delle forze di marea, tipicamente importanti nei sistemi binari.

Mentre queste proprietà dipendono dal materiale della stella e quindi dall'equazione di stato, esiste una relazione tra queste tre quantità che è indipendente dall'equazione di stato. Questa relazione assume stelle che ruotano lentamente e uniformemente e utilizza la relatività generale per derivare la relazione. Sebbene questa relazione non sia in grado di aggiungere vincoli all'equazione di stato, poiché è indipendente dall'equazione di stato, ha altre applicazioni. Se uno di questi tre Le quantità possono essere misurate per una particolare stella di neutroni, questa relazione può essere utilizzata per trovare le altre due. Inoltre, questa relazione può essere utilizzata per rompere le degenerazioni nelle rilevazioni da parte di rilevatori di onde gravitazionali del momento di quadrupolo e dello spin, consentendo di determinare lo spin medio entro un certo livello di confidenza. ^[38]

Temperatura

La temperatura all'interno di una stella di neutroni appena formata va da circa 10 ¹¹ a 10 ¹² kelvin. ^[25] Tuttavia, l'enorme numero di neutrini che emette porta via così tanta energia che la temperatura di una stella di neutroni isolata scende nel giro di pochi anni a circa 10 ⁶ kelvin. ^[25] A questa temperatura più bassa, la maggior parte della luce generata da una stella di neutroni si trova nei raggi X.

Alcuni ricercatori hanno proposto un sistema di classificazione delle stelle di neutroni utilizzando i numeri romani (non per per ordinare le stelle di neutroni in base alla loro massa e velocità di raffreddamento: tipo I per le stelle di neutroni con massa e velocità di raffreddamento ridotte, tipo II per stelle di neutroni con massa e velocità di raffreddamento più elevate, e un tipo III proposto per stelle di neutroni con massa ancora più elevata, che si avvicina a 2 _☉ , e con velocità di raffreddamento più elevate e possibilmente candidati per stelle esotiche. ^[39]

Campo magnetico

L'intensità del campo magnetico sulla superficie delle stelle di neutroni varia da circa 10 ⁴ a 10 ¹¹ tesla (T). ^[40] Questi sono ordini di grandezza superiori a quelli di qualsiasi altro oggetto: per confronto, un campo continuo di 16 T è stato raggiunto in laboratorio ed è sufficiente per far levitare una rana vivente a causa della levitazione diamagnetica. Le variazioni nell'intensità del campo magnetico sono molto probabilmente il fattore principale Ciò consente di distinguere diversi tipi di stelle di neutroni in base ai loro spettri e spiega la periodicità delle pulsar. ^[40]

Le stelle di neutroni note come magnetar hanno i campi magnetici più forti, nell'intervallo da 10 ⁸ a 10 ¹¹ T, ^[41] e sono diventate l'ipotesi ampiamente accettata per i tipi di stelle di neutroni, ripetitori gamma morbidi (SGR) ^[42] e pulsar anomale a raggi X (AXP). ^[43] La densità di energia magnetica di un campo di 10-8 T è estrema, superando di gran lunga la densità di massa-energia della materia ordinaria. ^[c] Campi di questa intensità sono in grado di polarizzare il vuoto al punto che il vuoto diventa birifrangente. I fotoni possono fondersi o dividersi in due e vengono prodotte coppie virtuali particella-antiparticella. Il campo cambia i livelli di energia degli elettroni e gli atomi vengono forzati in cilindri sottili. Dissimile In una normale pulsar, lo spin-down della magnetar può essere alimentato direttamente dal suo campo magnetico, e il campo magnetico è abbastanza forte da stressare la crosta fino al punto di frattura. Le fratture della crosta causano terremoti stellari, osservati come lampi di raggi gamma duri di millisecondi estremamente luminosi. La palla di fuoco è intrappolata dal campo magnetico e entra e esce dalla vista quando la stella ruota, che viene osservata come un'emissione periodica di ripetitori gamma morbidi (SGR) con un periodo di 5-8 secondi e che dura pochi minuti. ^[45]

Le origini del forte campo magnetico non sono ancora chiare. ^[40] Un'ipotesi è quella del "congelamento del flusso", ovvero la conservazione del flusso magnetico originale durante la formazione della stella di neutroni. ^[40] Se un oggetto ha un certo flusso magnetico sulla sua superficie, e quell'area si restringe ad un'area più piccola, ma il flusso magnetico è conservato, allora il Il campo magnetico aumenterebbe di conseguenza. Allo stesso modo, una stella che collassa inizia con una superficie molto più grande della stella di neutroni risultante, e la conservazione del flusso magnetico risulterebbe in un campo magnetico molto più forte. Tuttavia, questa semplice spiegazione non spiega completamente l'intensità del campo magnetico delle stelle di neutroni. ^[40]

Gravità

Vedi anche: Equazione di Tolman-Oppenheimer-Volkoff e Nana bianca § Rapporto massa-raggio

Il campo gravitazionale sulla superficie di una stella di neutroni è circa 2×10 ¹¹ volte più forte che sulla Terra, a circa 2,0×10 ¹² m/s ² . ^[47] Un campo gravitazionale così forte agisce come una lente gravitazionale e piega la radiazione emessa dalla stella di neutroni in modo tale che parti del campo La superficie posteriore invisibile diventa visibile. ^[46] Se il raggio della stella di neutroni è 3 GM / c ² o meno, allora i fotoni possono essere intrappolati in un'orbita, rendendo così l'intera superficie di quella stella di neutroni visibile da un unico punto di osservazione, insieme a orbite di fotoni destabilizzanti alla distanza di raggio 1 o inferiore alla stella di raggio.

Una frazione della massa di una stella che collassa per formare una stella di neutroni viene rilasciata nell'esplosione di supernova da cui si forma (dalla legge di equivalenza massa-energia, E = mc ² ). L'energia proviene dall'energia di legame gravitazionale di una stella di neutroni.

Quindi, la forza gravitazionale di una tipica stella di neutroni è enorme. Se un oggetto dovesse cadere da un'altezza di un metro su una stella di neutroni di 12 chilometri di raggio, raggiungerebbe il suolo a circa 1.400 chilometri al secondo. ^[48] Tuttavia, anche prima dell'impatto, la forza di marea avrebbe causato la spaghettificazione, rompendo qualsiasi tipo di oggetto ordinario in un flusso di materiale.

A causa dell'enorme gravità, la dilatazione del tempo tra una stella di neutroni e la Terra è significativa. Ad esempio, otto anni potrebbero passare sulla superficie di una stella di neutroni, ma dieci anni sarebbero passati sulla Terra, senza includere l'effetto di dilatazione del tempo della rotazione molto rapida della stella. ^[49]

Le equazioni di stato relativistiche delle stelle di neutroni descrivono la relazione tra raggio e massa per vari modelli. ^[50] I raggi più probabili per una data massa di una stella di neutroni sono raggruppati tra i modelli AP4 (raggio più piccolo) e MS2 (raggio più grande). E _B è il rapporto tra la massa dell'energia di legame gravitazionale equivalente alla massa gravitazionale osservata della stella di neutroni di M chilogrammi con raggio R metri, ^[51] Dati i valori attuali

• ^[52]
• ^[52]

e masse stellari "M" comunemente riportate come multipli di una massa solare, allora l'energia di legame frazionaria relativistica di una stella di neutroni è

Una stella di _{neutroni 2 ☉} non sarebbe più compatta di 10.970 metri di raggio (modello AP4). La sua energia di legame gravitazionale della frazione di massa sarebbe quindi 0,187, -18,7% (esotermica). Questo non è vicino a 0,6/2 = 0,3, -30%.

Struttura

L'attuale comprensione della struttura delle stelle di neutroni è definita dai modelli matematici esistenti, ma potrebbe essere possibile dedurre alcuni dettagli attraverso studi delle oscillazioni delle stelle di neutroni. L'astrosismologia, uno studio applicato alle stelle ordinarie, può rivelare la struttura interna delle stelle di neutroni analizzando gli spettri osservati delle oscillazioni stellari. ^[21]

I modelli attuali indicano che la materia sulla superficie di una stella di neutroni è composta da nuclei atomici ordinari schiacciati in un solido con un mare di elettroni che scorrono attraverso gli spazi tra di loro. È possibile che i nuclei in superficie siano di ferro, a causa dell'elevata energia di legame del ferro per nucleone. ^[53] È anche possibile che elementi pesanti, come il ferro, affondino semplicemente sotto la superficie, lasciando solo nuclei leggeri come l'elio e l'idrogeno. ^[53] Se la temperatura superficiale supera i ^10-6 kelvin (come nel caso di una giovane pulsar), la superficie dovrebbe essere fluida invece della fase solida che potrebbe esistere nelle stelle di neutroni più fredde (temperatura <10-6 kelvin). ^[53]

Si ipotizza che l'"atmosfera" di una stella di neutroni abbia uno spessore massimo di diversi micrometri, e la sua dinamica è completamente controllata dal campo magnetico della stella di neutroni. Al di sotto dell'atmosfera si incontra una "crosta" solida. Questa crosta è estremamente dura e molto liscia (con le massime irregolarità superficiali dell'ordine dei millimetri o meno), a causa dell'estremo campo gravitazionale. ^Procedendo

verso l'interno, si incontrano nuclei con un numero sempre crescente di neutroni; tali nuclei decadrebbero rapidamente sulla Terra, ma sono mantenuti stabili da tremende pressioni. Poiché questo processo continua a profondità crescenti, il gocciolamento di neutroni diventa travolgente e la concentrazione di neutroni liberi aumenta rapidamente.

Dopo l'esplosione di una supernova di una stella supergigante, le stelle di neutroni nascono dai resti. Una stella di neutroni è composta principalmente da neutroni (particelle neutre) e contiene una piccola frazione di protoni (particelle caricate positivamente) ed elettroni (particelle caricate negativamente), così come nuclei. Nell'estrema densità di una stella di neutroni, molti neutroni sono neutroni liberi, il che significa che non sono legati nei nuclei atomici e si muovono liberamente all'interno della materia densa della stella, specialmente in quelli più densi regioni della stella: la crosta interna e il nucleo. Nel corso della vita della stella, all'aumentare della sua densità, aumenta anche l'energia degli elettroni, generando più neutroni. ^[56]

Nelle stelle di neutroni, il gocciolamento di neutroni è il punto di transizione in cui i nuclei diventano così ricchi di neutroni da non poter più contenere neutroni aggiuntivi, portando alla formazione di un mare di neutroni liberi. Il mare di neutroni formatosi dopo il gocciolamento di neutroni fornisce un ulteriore supporto di pressione, che aiuta a mantenere l'integrità strutturale della stella e previene il collasso gravitazionale. Il gocciolamento di neutroni avviene all'interno della crosta interna della stella di neutroni e inizia quando la densità diventa così alta che i nuclei non possono più contenere neutroni aggiuntivi. ^[57]

All'inizio del gocciolamento di neutroni, la pressione nella stella da neutroni, elettroni e la pressione totale è approssimativamente uguale. Come la densità della stella di neutroni aumenta, i nuclei si rompono e la pressione neutronica della stella diventa dominante. Quando la densità raggiunge un punto in cui i nuclei si toccano e successivamente si fondono, formano un fluido di neutroni con una spruzzata di elettroni e protoni. Questa transizione segna il gocciolamento di neutroni, dove la pressione dominante nella stella di neutroni si sposta da elettroni degeneri a neutroni.

A densità molto elevate, la pressione dei neutroni diventa la pressione primaria che sostiene la stella, con i neutroni che non relativizzano (si muovono più lentamente della velocità della luce) ed estremamente compressi. Tuttavia, a densità estremamente elevate, i neutroni iniziano a muoversi a velocità relativistiche (vicine alla velocità della luce). Queste alte velocità aumentano significativamente la pressione complessiva della stella, alterando lo stato di equilibrio della stella e portando potenzialmente alla formazione di stati esotici della materia.

In quella regione ci sono nuclei, elettroni liberi e neutroni liberi. I nuclei diventano sempre più piccoli (la gravità e la pressione sovrastano la forza forte) fino a raggiungere il nucleo, per definizione il punto in cui esistono principalmente neutroni. La gerarchia attesa delle fasi della materia nucleare nella crosta interna è stata caratterizzata come "pasta nucleare", con meno vuoti e strutture più grandi verso pressioni più elevate. ^[58] La composizione della materia superdensa nel nucleo rimane incerta. Un modello descrive il nucleo come materia superfluidaneutrone-degenere (principalmente neutroni, con alcuni protoni ed elettroni). Sono possibili forme più esotiche di materia, tra cui la materia strana degenere (contenente quark strani oltre ai quark up e down), la materia contenente pioni e kaoni ad alta energia oltre ai neutroni, ^[21] o la materia degenere a quark ultra-densi.

Articolo

principale: Pulsar

Le stelle di neutroni vengono rilevate dalla loro radiazione elettromagnetica. Le stelle di neutroni sono solitamente osservate pulsare onde radio e altre radiazioni elettromagnetiche, e le stelle di neutroni osservate con impulsi sono chiamate pulsar.

Si pensa che la radiazione delle pulsar sia causata dall'accelerazione delle particelle vicino ai loro poli magnetici, che non devono essere allineati con l'asse di rotazione della stella di neutroni. Si pensa che un grande campo elettrostatico si accumuli vicino ai poli magnetici, portando all'emissione di elettroni. ^[59] Questi elettroni vengono accelerati magneticamente lungo le linee di campo, portando alla radiazione di curvatura, con la radiazione fortemente polarizzata verso il piano di curvatura. ^[59] Inoltre, i fotoni ad alta energia possono interagire con i fotoni a bassa energia e con il campo magnetico per la produzione di coppie elettrone-positrone, che attraverso l'annichilazione elettrone-positrone porta a ulteriori tensioni ad alta energia Fotoni. ^[59]

La radiazione emanata dai poli magnetici delle stelle di neutroni può essere descritta come radiazione magnetosferica , in riferimento alla magnetosfera della stella di neutroni. ^[60] Non deve essere confuso con la radiazione di dipolo magnetico , che viene emessa perché l'asse magnetico non è allineato con l'asse di rotazione, con una frequenza di radiazione uguale alla frequenza di rotazione della stella di neutroni. ^[59]

Se l'asse di rotazione della stella di neutroni è diverso dall'asse magnetico, gli spettatori esterni vedranno questi fasci di radiazione solo ogni volta che l'asse magnetico punta verso di loro durante la rotazione della stella di neutroni. Pertanto, si osservano impulsi periodici, alla stessa velocità della rotazione della stella di neutroni.

Nel maggio 2022, gli astronomi hanno segnalato una stella di neutroni radioemettitrice di lunghissimo periodo PSR J0901-4046, con proprietà di spin distinte dalle stelle di neutroni conosciute. ^[61] Non è chiaro come venga generata la sua emissione radio e questo sfida l'attuale comprensione di come si evolvono le pulsar. ^[62]

Oltre

alle pulsar, sono state identificate anche stelle di neutroni non pulsanti, sebbene possano avere variazioni periodiche minori di luminosità. ^{[63] [64]} Questa sembra essere una caratteristica delle sorgenti di raggi X note come Central Compact Objects in supernova remnants (CCOs in SNRs), che si pensa siano giovani, stelle di neutroni isolate radio-quiete. ^[63]

Oltre

alle emissioni radio, le stelle di neutroni sono state identificate anche in altre parti dello spettro elettromagnetico. Ciò include la luce visibile, il vicino infrarosso, l'ultravioletto, i raggi X e i raggi gamma. ^[60] Pulsar osservate nei raggi X sono note come pulsar a raggi X se alimentate dall'accrescimento, mentre quelle identificate nella luce visibile sono note come pulsar ottiche. La maggior parte delle stelle di neutroni rilevate, comprese quelle identificate nei raggi ottici, nei raggi X e nei raggi gamma, emettono anche onde radio; ^[65] la pulsar del granchio produce emissioni elettromagnetiche in tutto lo spettro. ^[65] Tuttavia, esistono stelle di neutroni chiamate stelle di neutroni radio-quiete, senza emissioni radio rilevate. ^[66]

Le

stelle di neutroni ruotano molto rapidamente dopo la loro formazione a causa della conservazione del momento angolare; in analogia con i pattinatori rotanti che tirano le braccia, la lenta rotazione del nucleo della stella originale accelera man mano che si restringe. Una stella di neutroni appena nata può ruotare molte volte al secondo.

Nel

corso del tempo, le stelle di neutroni rallentano, poiché la loro rotazione i campi magnetici in effetti irradiano energia associata alla rotazione; Le stelle di neutroni più vecchie possono impiegare diversi secondi per ogni rivoluzione. Questo è chiamato spin down . La velocità con cui una stella di neutroni rallenta la sua rotazione è solitamente costante e molto piccola.

Il tempo periodico ( P ) è il periodo di rotazione, il tempo per una rotazione di una stella di neutroni. Alla velocità di spin-down, la velocità di rallentamento della rotazione, viene quindi attribuito il simbolo ( P -dot), la derivata di P rispetto al tempo. È definito come l'aumento periodico del tempo per unità di tempo; È una quantità adimensionale, ma può essere data l'unità di S⋅s ⁻¹ (secondi al secondo). ^[59]

La velocità di spin-down ( P -dot) delle stelle di neutroni di solito cade nell'intervallo da 10 ⁻²² a 10 ⁻⁹ s⋅s ⁻¹ , con le stelle di neutroni osservabili con un periodo più breve (o con rotazione più rapida) di solito con un punto P più piccolo. Quando una stella di neutroni invecchia, la sua rotazione rallenta (all'aumentare di P); Alla fine, la velocità di rotazione diventerà troppo lenta per alimentare il meccanismo di emissione radio, quindi l'emissione radio dalla stella di neutroni non potrà più essere rilevata. ^[59]

I punti P e P permettono di stimare i campi magnetici minimi delle stelle di neutroni. ^[59] P e P-dot possono anche essere usati per calcolare l'età caratteristica di una pulsar, ma danno una stima che è un po' più grande dell'età reale quando viene applicata alle pulsar giovani. ^[59]

P e P -dot possono anche essere combinati con il momento d'inerzia della stella di neutroni per stimare una quantità chiamata luminosità di spin-down , a cui viene dato il simbolo ( E -dot). Non è la luminosità misurata, ma piuttosto il tasso di perdita calcolato dell'energia rotazionale che si manifesterebbe come radiazione. Per le stelle di neutroni in cui la luminosità di spin-down è paragonabile alla luminosità effettiva, si dice che le stelle di neutroni sono "alimentate dalla rotazione". ^{[59] [60]} La luminosità osservata della pulsar del Granchio è paragonabile alla luminosità di spin-down, supportando il modello secondo cui l'energia cinetica rotazionale alimenta la radiazione da essa. ^[59] Con le stelle di neutroni come le magnetar, dove la luminosità effettiva supera la luminosità di spin-down di circa un fattore cento, si assume che la luminosità sia alimentata dalla dissipazione magnetica, piuttosto che essere alimentata dalla rotazione. ^[67]

I punti P e P possono anche essere tracciati per le stelle di neutroni per creare un diagramma P - P - punti. Codifica un'enorme quantità di informazioni sulla popolazione di pulsar e le sue proprietà, ed è stato paragonato al Diagramma di Hertzsprung-Russell nella sua importanza per le stelle di neutroni. ^[59]

Articolo principale: Spin-up delle stelle di neutroni

Le velocità di rotazione delle stelle di neutroni possono aumentare, un processo noto come spin up. A volte le stelle di neutroni assorbono la materia orbitante dalle stelle compagne, aumentando la velocità di rotazione e rimodellando la stella di neutroni in uno sferoide oblato. Ciò provoca un aumento della velocità di rotazione della stella di neutroni di oltre cento volte al secondo nel caso delle pulsar millisecondi.

La stella di neutroni che ruota più rapidamente attualmente conosciuta, PSR J1748-2446ad, ruota a 716 giri al secondo. ^[68] Un articolo del 2007 ha riportato il rilevamento di un'oscillazione di un lampo di raggi X, che fornisce una misura indiretta di spin, di 1122 Hz dalla stella di neutroni XTE J1739-285, ^[69] suggerendo 1122 rotazioni al secondo. Tuttavia, allo stato attuale, Questo segnale è stato visto solo una volta, e dovrebbe essere considerato come provvisorio fino a quando non sarà confermato in un'altra esplosione da quella stella.

A volte una stella di neutroni subisce un

glitch

, un improvviso piccolo aumento della sua velocità di rotazione o spin up. ^Si pensa che i glitch siano l'effetto di un terremoto stellare: poiché la rotazione della stella di neutroni rallenta, la sua forma diventa più sferica. A causa della rigidità della crosta "neutronica", questo accade come eventi discreti quando la crosta si rompe, creando un terremoto simile ai terremoti. Dopo il terremoto, la stella avrà un raggio equatoriale più piccolo e, poiché il momento angolare è conservato, la sua velocità di rotazione è aumentata.

I terremoti stellari che si verificano nelle magnetar, con un conseguente glitch, sono l'ipotesi principale per le sorgenti di raggi gamma note come ripetitori gamma morbidi. ^[42]

Lavori recenti, tuttavia, suggerisce che un terremoto stellare non rilascerebbe energia sufficiente per un glitch di una stella di neutroni; E' stato suggerito che i glitch potrebbero invece essere causati da transizioni di vortici nel nucleo superfluido teorico della stella di neutroni da uno stato di energia metastabile ad uno inferiore, rilasciando così energia che appare come un aumento della velocità di rotazione. ^{[71] [70]}

Anti-glitch

È stato segnalato anche un anti-glitch, un'improvvisa piccola diminuzione della velocità di rotazione, o spin down, di una stella di neutroni. ^{[72] [73]} Si è verificato nella magnetar 1E 2259+586, che in un caso ha prodotto un aumento della luminosità dei raggi X di un fattore 20 e un significativo cambiamento della velocità di spin-down. Gli attuali modelli di stelle di neutroni non prevedono questo comportamento. Se la causa fosse interna, ciò suggerisce una rotazione differenziale della crosta esterna solida e del superfluido componente della struttura interna della magnetar. ^Popolazione

e distanze

Attualmente, ci sono circa 3.200 stelle di neutroni conosciute nella Via Lattea e nelle Nubi di Magellano, la maggior parte delle quali sono state rilevate come pulsar radio. Le stelle di neutroni sono per lo più concentrate lungo il disco della Via Lattea, anche se la diffusione perpendicolare al disco è grande perché il processo di esplosione della supernova può impartire alte velocità di traslazione (400 km/s) alla stella di neutroni appena formata.

Alcune delle stelle di neutroni conosciute più vicine sono RX J1856.5-3754, che si trova a circa 400 anni luce dalla Terra, e PSR J0108-1431 a circa 424 anni luce. ^[74] RX J1856.5-3754 è un membro di un gruppo ristretto di stelle di neutroni chiamato The Magnificent Seven. Un'altra stella di neutroni vicina che è stata rilevata in transito sullo sfondo della costellazione dell'Orsa Minore è stata soprannominata Calvera dai suoi scopritori canadesi e americani, dopo il cattivo nel film del 1960 I magnifici sette . Questo oggetto in rapido movimento è stato scoperto utilizzando il ROSAT Bright Source Catalog.

Le stelle di neutroni sono rilevabili solo con la tecnologia moderna durante le prime fasi della loro vita (quasi sempre meno di 1 milione di anni) e sono di gran lunga superate in numero dalle stelle di neutroni più vecchie che sarebbero rilevabili solo attraverso la loro radiazione di corpo nero e gli effetti gravitazionali su altre stelle.

Sistemi binari di stelle

di neutroni Circa il 5% di tutte le stelle di neutroni conosciute sono membri di un sistema binario. La formazione e l'evoluzione delle stelle di neutroni binarie ^[75] e delle stelle di neutroni doppi ^[76] può essere un processo complesso. Le stelle di neutroni sono state osservate in binarie con stelle ordinarie di sequenza principale, giganti rosse, nane bianche o altre stelle di neutroni. Secondo le moderne teorie dell'evoluzione binaria, ci si aspetta che le stelle di neutroni esistano anche in sistemi binari con buchi neri compagni. La fusione di binarie contenenti due stelle di neutroni, o una stella di neutroni e un buco nero, è stata osservata attraverso l'emissione di onde gravitazionali. ^I

sistemi binari contenenti stelle di neutroni spesso emettono raggi X, che vengono emessi dal gas caldo mentre cade verso la superficie della stella di neutroni. La fonte del gas è la stella compagna, i cui strati esterni possono essere strappati via dalla forza gravitazionale della stella di neutroni se le due stelle sono sufficientemente vicine. Man mano che la stella di neutroni accresce questo gas, la sua massa può aumentare; Se viene accresciuta una massa sufficiente, la stella di neutroni può collassare in un buco nero. ^[79]

Fusioni binarie di stelle di neutroni Articolo

principale: Fusione

Si osserva che la distanza tra due stelle di neutroni in un sistema binario stretto si riduce quando vengono emesse onde gravitazionali. Alla fine, le stelle di neutroni entreranno in contatto e si fonderanno. La coalescenza di stelle binarie di neutroni è uno dei principali modelli per l'origine di lampi di raggi gamma corti. Una forte evidenza per questo modello è venuta dall'osservazione di una kilonova associato al lampo di raggi gamma di breve durata GRB 130603B, ^[81] ed è stato infine confermato dalla rilevazione di onde gravitazionali GW170817 e GRB corto 170817A da LIGO