Le stelle di neutroni come mega tester per le teorie fondamentali

Riccardo Belvedere si occupa di equazioni di stato delle stelle di neutroni e studia la relazione tra pressione e densità all’interno di questo tipo di stelle.

Simulazione al computer di uno dei più violenti eventi nell’universo: due stelle di neutroni che collidono, formando un buco nero. Crediti immagine: NASA Goddard Space Flight Center

RICERCANDO ALL’ESTERO – Le stelle di neutroni sono una delle tre fasi finali delle stelle che brillano nel cielo. Grazie alla loro elevata densità, possono essere usate per studiare il comportamento della materia in densità non riproducibili in laboratori terrestri e per testare le teorie sulle quattro forze fondamentali: gravitazionale, elettromagnetica, delle interazioni forti e delle interazioni deboli.

Riccardo Belvedere lavora al Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas di Rio de Janeiro (Brasile) e si occupa di equazioni di stato delle stelle di neutroni; in particolare studia la relazione tra pressione e densità all’interno di questo tipo di stelle.

Quali sono le caratteristiche che rendono le stelle di neutroni dei buoni tester per le teorie fondamentali?

La proprietà principale è che sono corpi estremamente compatti: hanno una massa compresa tra 1 e 3 masse solari, racchiusa in un raggio di 10-20 km. La loro densità è altissima, dell’ordine dei 1015 gr/cm3: è come mettere l’intera umanità in un cucchiaino da te.
Durante il collasso gravitazionale, infatti, i neutroni si comprimono sempre più e si crea un nucleo centrale super denso su cui cade la materia degli strati più esterni. Il risultato è descritto dal cosiddetto effetto tamburo: come una pallina da tennis cade sopra un tamburo e rimbalza, così gli atomi più esterni rimbalzano e vengono espulsi. Quel nucleo centrale super denso è proprio la stella di neutroni. Il problema è che le teorie fondamentali sono incapaci di riprodurre la materia ad alta densità.

Un’altra caratteristica è la velocità di rotazione estremamente elevata, a causa della conservazione del momento angolare: le stelle di neutroni più lente e vecchie (e probabilmente con maggior campo magnetico) ruotano con periodo dell’ordine di 10 secondi, le più veloci di 10-3 secondi.

Infine il loro campo magnetico è generalmente molto intenso, tra 108 e 1015 gauss (quello terrestre è dell’ordine di 0,3 G). Questo fa sì che la maggior parte delle stelle di neutroni facciano parte della famiglia delle pulsar: si tratta di stelle di neutroni che emettono una radiazione elettromagnetica lungo un asse diverso da quello di rotazione dando l’effetto di un faro pulsante. Il campo gravitazionale delle pulsar è estremamente forte, 2×1012 m/s2, circa 100 miliardi di volte maggiore quello della Terra.

Studiare le stelle di neutroni permette di testare le quattro le forze fondamentali perché questi oggetti le coinvolgono tutte: sono estremamente gravitazionali, sono composti da particelle cariche e non (quindi ci sono effetti elettromagnetici), contengono adroni (cioè particelle soggette all’interazione forte), sono composti da particelle soggette a decadimento beta (effetto dell’interazione debole).

Che tipo di modelli usi per studiare le equazioni di stato delle stelle di neutroni?

Uso una teoria di campo effettiva che si chiama adrodinamica quantistica, perché studia a livello basico ma effettivo il comportamento degli adroni.
Lo scopo è addizionare ai modelli matematico-fisici che descrivono le stelle di neutroni alcuni gradi di libertà (cioè delle particelle) per riprodurre le equazioni di stato e riuscire a ottenere informazioni sulle grandezze osservabili di queste stelle. L’aspetto principale che vogliamo riprodurre è la relazione massa-raggio.
In pratica cambiamo gli ingredienti e otteniamo differenti relazioni massa-raggio; confrontiamo le nostre previsioni con i dati osservativi e, nel caso fortuito in cui il nostro modello sia valido, allora sarà molto probabile che la materia di cui è composta la stella di neutroni sia quella descritta dalla nostra relazione. Questa informazione è interessante perché si sa veramente poco delle equazioni di stato e non sappiamo ancora come si comporta la materia ad alta densità e alta pressione.

Ultimamente si parla spesso di buchi neri e stelle di neutroni come possibili progenitori delle onde gravitazionali. Il tipo e la forza delle onde gravitazionali emesse dipende tantissimo dalla massa che compone i due progenitori: capire che tipo di modello può descriverle e studiarne l’equazione di stato ci permetterebbe di conoscere l’energetica coinvolta nella formazione di queste onde.

Come viene descritta la materia nel vostro modello?

Siamo partiti da una stella di neutroni composta solamente da neutroni e protoni in cui ci sono elettroni liberi e abbiamo introdotto il concetto di neutralità globale. Generalmente si pensa che le stelle di neutroni siano oggetti localmente neutri; in realtà la neutralità locale è applicata solo per chiudere il sistema di equazioni necessario a descriverle.

Nel nostro modello le stelle di neutroni hanno un nucleo centrale carico, circondato da un sottilissimo strato di carica negativa a compensare la carica del nucleo centrale, e una crosta esterna. Inoltre, a differenza della descrizione classica, la densità di materia dentro al sottilissimo strato che circonda il nucleo centrale cade repentinamente.
Di solito le stelle di neutroni hanno un nucleo centrale, di materia sconosciuta, che va da una densità molto maggiore di quella nucleare fino alla densità nucleare; una crosta interna, che va dalla densità nucleare fino alla densità neutron drip (cioè quando per i neutroni è conveniente “sgocciolare” via dal nucleo); e una crosta esterna che va dalla neutron drip fino a densità zero, perché la stella finisce.

Nel modello a neutralità globale che abbiamo sviluppato, la densità cade velocemente fino al neutron drip e la crosta interna scompare: ciò è importante perché la compattezza della stella di neutroni varia tantissimo.

Quali sono le prospettive future del tuo lavoro?

Mi sto concentrando su tre aspetti. Stiamo cercando di introdurre nel nostro modello sulle stelle di neutroni anche altre particelle, per esempio l’ottetto barionico, per vedere se il campo elettronico presente nel nucleo centrale sopravvive, quanto è forte, se attorno al nucleo si forma uno strato stabile con carica opposta, se ci sono conseguenze nella configurazione globale della stella.

Inoltre sto studiando l’interazione nucleare forte attraverso le collisioni di ioni pesanti, composti principalmente da adroni. Quando si fanno collidere fasci di ioni pesanti, questi si compattano e cominciano a espandersi: a un certo punto, durante l’espansione, le particelle smettono di interagire e tutte le informazioni dinamiche sono congelate. Si parla di freeze out, che può essere termico e chimico. Noi studiamo quello chimico in un modello in cui mesoni e barioni hanno una temperatura differente.

Infine, sto scrivendo un’equazione di stato in cui introduciamo le risonanze delta, particelle estremamente instabili che si formano in collisioni di ioni pesanti e ad alte densità. Vogliamo creare un modello in equilibrio sia statico sia rotazionale per capire se le risonanze delta vengono prodotte anche nelle stelle di neutroni.

Nome: Riccardo Belvedere
Età: 40 anni
Nato a: Roma
Vivo a: Rio de Janeiro (Brasile)
Dottorato: astrofisica relativistica (Roma)
Ricerca: Equazioni di stato delle stelle di neutroni e applicazioni astrofisiche
Istituto: CBPF, Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas (Rio de Janeiro)
Interessi: leggere, stare al mare, pugilato
Di Rio de Janeiro mi piace: la vita sulla spiaggia, l’eterna estate
Di Rio de Janeiro non mi piace: la violenza, le immense differenze sociali, l’individualismo sfrenato
Pensiero: Il cielo stellato sopra di me, la legge morale dentro di me. (Immanuel Kant)

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