Collassi stellari e stelle di neutroni

Dopo un episodio di Supernova, tra i gas espulsi dall’esplosione può restare un oggetto stellare tanto massiccio e compatto quanto misterioso: una stella di neutroni. Ma come si possono formare questi oggetti?

Il collasso

Le stelle sono oggetti la cui storia evolutiva è determinata dalla continua lotta tra la forza di gravità e l’energia sprigionata dalle reazioni nucleari che avvengono al loro interno impedendo, fin dove possono, il collasso gravitazionale. Queste reazioni nucleari consistono nella fusione di atomi in altri atomi via via più pesanti, partendo dal più leggero, l’idrogeno ed arrivando al ferro, il più pesante che si possa ottenere spontaneamente tramite questo tipo di reazione. Dal ferro in poi le reazioni nucleari non possono più avvenire spontaneamente e sarebbe necessario introdurre dell’energia dall’esterno per unire atomi di ferro in atomi più pesanti. Questo significa che quegli atomi non sono più in grado di fornire energia per contrastare la tendenza della stella a collassare su sé stessa a causa della sua gravità. Mano mano che la massa di ferro aumenta, l’energia fornita dalle reazioni nucleari diventa sempre inferiore, fino ad un punto di non ritorno in cui il nucleo non riesce più a sostenere gli strati superiori di materia stellare. Avviene allora il collasso: questi strati cadono sul nucleo e vi rimbalzano, venendo così espulsi dalla stella tramite una potente onda d’urto.

Le nane bianche

Se le stelle hanno una massa piccola (inferiore a 10 masse solari), terminano la loro vita come nane bianche, nuclei stellari “nudi”, spogliati dei loro strati esterni.

Sirius B, indicata dalla freccia, è la nana bianca a noi più vicina. Credits: NASA/ESA/HST

Questi oggetti non collassano ulteriormente a causa di un particolare fenomeno che richiede una piccola digressione nel mondo subatomico. Gli atomi sono formati da nuclei di protoni e neutroni attorno ai quali orbitano gli elettroni. Questi ultimi sono in numero uguale ai protoni e sono disposti su diversi livelli energetici attorno al nucleo. A causa di noti fenomeni di meccanica quantistica, tuttavia, non è consentito a più di due elettroni di occupare un singolo livello energetico (ed in più questi due elettroni devono ruotare in direzioni opposte) a causa del cosiddetto Principio di Esclusione di Pauli. Quello che accade in una nana bianca è allora che gli atomi sono così compressi da cercare di spingere gli elettroni più esterni nei posti a loro non consentiti, generando così una forza di repulsione così come farebbe una persona seduta al cinema se tentassimo di sederci al suo posto durante la proiezione. Questa forza, detta pressione di degenerazione, è in grado di impedire l’ulteriore collasso del nucleo.

Le stelle di neutroni

C’è però un limite anche a questo: il fisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar per la prima volta calcolò il limite che porta il suo nome pari a circa 1,44 masse solari. Se il nucleo ha quella massa, neanche la pressione di degenerazione è in grado di impedire l’ulteriore collasso. Alle fortissime temperature e pressioni che si generano quando il nucleo stellare ha una massa superiore al limite di Chandrasekhar avviene il fenomeno di cattura elettronica: gli elettroni ed i protoni si uniscono andando a formare neutroni, che diventano a quel punto le uniche particelle rimaste. Si è formata una stella di neutroni, in cui è la degenerazione dei neutroni stessi, unita ad altre forze subatomiche, a sostenere il collasso.

Al centro della Nebulosa Granchio si trova una stella di neutroni. Credits: NASA/ESA/HST

Le stelle di neutroni sono perciò oggetti compattissimi, in cui la massa di un nucleo stellare massiccio è compressa all’interno di uno spazio piccolissimo: la loro densità può infatti raggiungere valori di 6 seguito da 17 zeri kg/m3. Se la massa dell’intera Terra fosse compressa tanto quanto la massa di una stella di neutroni, il suo diametro sarebbe di appena poche centinaia di metri.

In maniera simile al passaggio da nana bianca a stella di neutroni, se la massa della stella di neutroni è sufficientemente grande (superiore a 3 masse solari), la pressione di degenerazione non è più in grado di impedirne il collasso in un buco nero. Ma questa, è un’altra storia.

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