Astronomia gamma
Approfondimento sulle Pulsar
Come emette una stella di neutroni Osservazioni di stelle di neutroni nei raggi gamma Come si forma una PULSAR Dipoli rotanti Pulsazioni nel cielo Stelle di neutroni in sistemi binari con compagna normale Stelle di neutroni in sistemi binari con stelle di neutroni
Come si forma una PULSAR
Come già accennato, la prima speculazione scientifica sull’esistenza delle stelle di neutroni risale agli anni ’30. I modelli stellari prevedevano la formazione di una stella dal collasso di una nube di gas, il nucleo stellare diventava così la sede delle reazioni nucleari che sostenevano la stella per tutta la durata della sua vita che è regolata dall’equilibrio tra la pressione prodotta dalla fornace nucleare e la forza di gravità. Divenne subito chiaro come stelle più massicce del Sole dovevano controbilanciare forze gravitazionali maggiori e quindi necessitavano di reazioni più efficienti in grado da produrre pressioni sufficienti a stabilizzare la struttura della stella. Nelle stelle di tipo solare le reazioni nucleari che producono l’energia necessaria a mantenere questo equilibrio sono quelle del ciclo pp, nelle stelle più massicce del nostro Sole che vivono una vita breve ma intensa, dopo il pp si innesca un altro ciclo di reazioni detto CNO perché produce il Carbonio, l’Azoto e l’Ossigeno. Il primo processo è caratterizzato da un tasso di reazione proporzionale a T5,3, dove T è la temperatura del gas, mentre il secondo il tasso di reazione è proporzionale a T15,6 ed è quindi più efficiente a temperature maggiori, raggiunte tramite pressioni dovute a masse maggiori. Dopo l’esaurimento del combustibile nucleare, il nucleo di una stella è sede di profonde trasformazioni, l’insufficienza della produzione di energia sbilancia le forze a favore della gravità. Il nucleo allora collassa su se stesso fino a quando non si producono delle forze in grado di ostacolare questo collasso.
In una stella di piccola massa, la massa del nucleo non supera 1,44 masse solari e il collasso si arresta quando il gas si è compresso a tal punto da diventare "degenere". Il gas degenere è caratterizzato da una pressione dovuta essenzialmente alla repulsione coulombiana. La pressione non dipende più dalla temperatura ma solo dalla densità. Viene quindi a mancare l’esigenza di una fonte di energia in grado da produrre una pressione che si oppone alla forza di gravità. Nasce così una stella nana, molto calda, tipicamente di colore bianco, composta da atomi di Carbonio e Ossigeno con raggio di 104 km ed intensi campi magnetici di 107 Gauss. Una stella molto più massiccia del Sole presenta una fenomenologia differente, all’esaurimento di tutti i possibili combustibili nucleari la stella termina la sua esistenza con l’esplosione di supernova, questa esplosione è accompagnata anche dal rilascio di energia gravitazionale dovuto al collasso del nucleo centrale. Quando questo nucleo presenta una massa superiore alle 3,6 masse solari il suo destino è inevitabilmente segnato perché il collasso non potrà mai arrestarsi provocando la formazione di un buco nero. A noi interessa il destino di un nucleo stellare di massa compresa tra 1,44 masse solari e 3,6 masse solari. In queste condizioni il collasso continua fino al raggiungimento di una densità di 1015 g/cm3.
Questa è la densità necessaria per ricombinare gli elettroni e i protoni in neutroni attraverso un decadimento beta inverso, in queste condizioni è la degenerazione dei neutroni favorita dal principio quantistico di Pauli ad impedire l’ulteriore collasso della stella formando una stella di neutroni. La legge sulla conservazione del momento angolare
dove I è il momento di inerzia, comporta anche la conservazione del prodotto 
Questa legge ci può aiutare a capire e calcolare le condizioni fisiche a cui è sottoposta una stella di neutroni. Se consideriamo una stella con raggio di 1011 cm che collassa in una stella di neutroni del raggio di 106 cm , la legge di conservazione del momento angolare ci dice che la velocità di rotazione della stella deve aumentare, quindi una stella con un raggio di un milione di km ed un periodo di rotazione di una trentina di giorni si trasforma in una sfera di raggio di 10 km e periodo di rotazione di qualche millisecondo. Un’altra conseguenza di questo collasso e della conservazione del flusso magnetico è l’enorme crescita del campo magnetico che sale da circa 100 Gauss a 1012 Gauss.
Poiché l’asse di rotazione di una stella è disaccoppiato dall’asse magnetico (come accade per la Terra), una stella di neutroni avrà, in generale, l’asse di rotazione inclinato rispetto all’asse magnetico.
