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. La sua formazione è il risultato di un sottile intreccio di collassi gravitazionali e leggi che governano il mondo subatomico.

L’evoluzione delle stelle è il risultato della continua lotta tra la forza di gravità e l’energia sprigionata dalle reazioni nucleari che avvengono al loro interno. La prima spinge la massa della stella al collasso verso il centro, le seconde svolgono il lavoro contrario, producendo gran parte dell’energia che impedisce tale collasso. Partendo dall’elemento più leggero, l’idrogeno, le reazioni nucleari portano alla formazione di atomi via via più pesanti fino ad arrivare al ferro. A quel punto tali reazioni non possono più avvenire spontaneamente in quanto sarebbe necessario introdurre energia dall’esterno per far collidere gli atomi e formare nuovi elementi. Gli atomi di ferro non sono quindi in grado di contribuire alla produzione dell’energia necessaria a contrastare il collasso gravitazionale.

Meno il nucleo riesce a contrastare tale collasso, più incontra difficoltà nel sostenere gli strati superiori di materia stellare, fino ad arrivare ad un punto di non ritorno. Raggiunto quel punto, gli strati cadono sul nucleo e vi rimbalzano, venendo così espulsi dalla stella tramite una potente onda d’urto nota come Supernova. Se le stelle di partenza avevano una massa piccola (inferiore a 10 volte la massa del nostro Sole), la loro vita non incontra ulteriori sorprese e si raffreddano come nuclei stellari nudi, spogliati dei loro strati esterni, che prendono il nome di nane bianche.

Le nane bianche 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 disposti su diversi livelli energetici. Dalla meccanica quantistica sappiamo che un singolo livello energetico può essere occupato al massimo da due elettroni che ruotano in verso opposto, una legge nota come Principio di Esclusione di Pauli. In una nana bianca 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 simile a quella che scateneremmo in un cinema se tentassimo di sederci su una sedia già occupata. Questa forza, detta pressione di degenerazione, è in grado di impedire l’ulteriore collasso del nucleo.

C’è però un limite anche a ciò che la degenerazione elettronica può sostenere: il fisico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar per la prima volta calcolò che tale limite doveva essere pari a circa 1,44 masse solari. Se il nucleo residuo della supernova supera quella massa il collasso prosegue: le particelle vengono compresse così tanto che gli elettroni ed i protoni si uniscono andando a formare neutroni. Quel che resta è allora una stella composta di soli neutroni, i quali innescano nuovamente una pressione di degenerazione (il principio di Pauli non vale infatti solo per gli elettroni) impedendo l’ulteriore collasso.

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: un metro cubo della loro massa può contenere fino a mezzo miliardo di miliardi di chilogrammi. 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.

Se la massa della stella di neutroni è sufficientemente grande (superiore a 3 masse solari), neanche la pressione di degenerazione neutronica è più sufficiente e nulla è più in grado di impedire il collasso in un buco nero. Ma questa, è un’altra storia.