Stella di neutroni

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Introduzione

Stella di neutroni Fase finale della vita di una stella di massa iniziale compresa tra 1,4 e 3 masse solari. Il nome si deve al fatto che la materia che la costituisce è ridotta a soli neutroni; in un corpo così massivo, infatti, la forza di attrazione gravitazionale, se non contrastata, produce una contrazione tale da far collassare perfino gli elettroni degli atomi sui rispettivi nuclei; dalla combinazione tra protoni ed elettroni, per interazione debole, si ottengono neutroni.

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Origine di una stella di neutroni

Lo stadio di stella di neutroni segue quello di supernova. L’astro, esaurito il combustibile delle reazioni nucleari che normalmente avvengono nel suo nucleo, espelle i suoi strati più esterni nello spazio, dando luogo a una gigantesca esplosione (appunto detta supernova). Nel frattempo, la forza gravitazionale, non più bilanciata dall’energia delle reazioni nucleari, produce una straordinaria contrazione del nucleo stellare e, dunque, la formazione di una stella di neutroni.

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Massa di una stella di neutroni

Una teoria elaborata da Robert Oppenheimer e dal suo allievo George Volkoff fissa un intervallo ben preciso entro cui deve cadere la massa di una stella di neutroni: 0,1-0,7 masse solari. Questo significa che, secondo Oppenheimer e Volkoff, se il residuo dell’esplosione di una supernova ha una massa compresa tra 0,1 e 0,7 masse solari, diventa effettivamente una stella di neutroni; se invece la sua massa è maggiore del valore massimo – detto “limite di Oppenheimer-Volkoff” – la contrazione gravitazionale cui l’astro va incontro è tale da farne un buco nero; se, infine, la massa dell’astro residuo non supera le 0,1 masse solari, si parla invece di nana bianca o addirittura di nana bruna. In realtà, pare che il limite di Oppenheimer-Volkoff debba essere spostato verso valori ben maggiori, e cioè intorno alle 2-3 masse solari.

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Prima evidenza sperimentale

Ipotizzata teoricamente nell’ambito delle teorie sull’evoluzione stellare, l’esistenza delle stelle di neutroni ha trovato conferma nel 1987, quando gli astronomi hanno rilevato antineutrini provenienti da un astro in fase di collasso gravitazionale nella galassia della Grande Nube di Magellano. La presenza di antineutrini (antiparticelle del neutrino) testimonia appunto la produzione di neutroni a partire da protoni ed elettroni, secondo le leggi dell’interazione debole.