Parte II - Lezioni di astrofisica per la II Scuola Estiva di Astronomia in Puglia. Società Astronomica Italiana - Sez. Puglia

1. Stelle di neutroni:
laboratori straordinari
dell’Universo
II Scuola Estiva di Astronomia in Puglia
Roberto Anglani | SAIT PUGLIA
Take two

2. Cosa sono gli oggetti compatti
Definizione
Gli oggetti compatti rappresentano la fine della fase
evolutiva delle stelle.
Un oggetto compatto nasce quando una stella normale
“muore” cioè quando la maggior parte del combustibile
nucleare si è ormai esaurito
Gli oggetti compatti sono divisi in tre tipi:
Nane Bianche (white dwarfs)
Stelle di Neutroni (neutron stars)
Buchi Neri (black holes)

3. Iniziamo dalla fine

4. Cosa sono gli oggetti compatti
Differenze con le stelle ordinarie
Gli oggetti compatti differiscono dalle stelle normali per
due aspetti fondamentali:
(1) Meccanismi di contrasto al collasso gravitazionale
Non potendo più bruciare combustibile nucleare non
possono contrastare il collasso mediante la pressione
termica, ma subentrano meccanismi di origine quantistica
(2) Dimensioni eccezionalmente piccole
Le dimensioni tipiche sono dell’ordine di 10-2 -10-5 Ro con
masse confrontabili con l’ordine di una massa solare.

5. La storia di una idea
Le idee e la scoperta
1932 Sir James Chadwick scopre il neutrone premio Nobel 1935
1934 Walter Baade e Fritz Zwicky propongo l'esistenza
di stelle interamente composte di neutroni
“Con ogni riserva, avanziamo l’ipotesi che la supernovae rappresentino le transizioni tra
stelle ordinarie in stelle di neutroni, che nei loro stadii finali consistono di neutroni
strettamente impacchettati”
-- Baade and Zwicky, Phys. Rev. 45 138 (1934)
1967 Hewish, Bell, Pilkington, Scott e Collins scoprono
nella banda radio una sorgente pulsante periodica
-- Hewish et. al., Nature 217 709 (1968)
1968 Gold propone di interpreatare le pulsar di Hewish
come stelle di neutroni rotanti
-- Gold , Nature 218 731 (1968)

6. Condizioni estreme
ID di una stella di neutroni
M ∼ 1.25 ÷ 1.45 M⊚
da sistemi binari (III legge di Keplero)
R ∼ 10 ÷ 15 km
indiretta fit di modelli atmosferici o redshift
B ∼ 1011 ÷ 1013 G
evidenze di linee di ciclotrone nello spettro
P ∼ 10-3 ÷ 10 s
diretta, segnali da radio pulsars
P’ ∼ 10-20 ÷ 10-10 s s -1
diretta, slowing down di P
T ∼ 105 ÷ 106 K
indiretta, cooling down model dependent,
age dependent
M⊚= 2×1033 g BE ∼ 4×10-1 G 107 K ∼ 862 eV

7. Caratteristiche straordinarie
la massa del
Sole
ρ0= 2.8×1014 g cm-3
in un raggio
di 10 km alta densità
2.3 ρ0
(“realisticamente” ρ + grande)
spinning
down
fast rotating
1000 volte
al secondo
emissione
X-ray
enormi campi
magnetici e “bassa”
temperatura
con frequency
glitches
materia di quark?
ID di una stella di neutroni

8. Fisica delle stelle compatte
Relativistic nuclear astrophysics
Le stelle di neutroni presentano proprietà estreme:
(1) nelle interazioni a lungo raggio
gravitazionale, elettromagnetica
(2) nelle interazioni a corto raggio
nucleare debole e nucleare forte
Uno analisi completa di una stella compatta richiederebbe
una comprensione avanzata della:
- fisica delle alte energie
- relatività generale
- fisica del neutrino
- fisica delle interazioni forti (QCD)
- superfluidità e superconduttività

9. Come si osserva una NS
La luce delle NS
Le prime pulsars sono
state rilevate in banda
radio
Emissione in quasi tutto lo
spettro elettromagnetico
IR, visibile, UV, X, ɣ
Pulsars Crab e Vela pulsano in tutte le bande
Possono rendersi visibili inoltre come:
Soft Gamma Repeaters (SGR)
congettura: magnetar che emettono
sbuffi di raggi X e ɣ
X-ray Bursters (XRB)
classe di binarie X che presentano dei
rapidi aumenti di luminosità piccati sulla
banda X (accreting NS+stella normale)

10. Struttura di una NS
Neutronizzazione della materia
Per densità superiori ai 107 g cm-3 il processo di cattura elettronica, cioè di
trasformazione di un protone in un neutrone sia particolarmente favorito
rispetto al decadimento β, avviando così una neutronizzazione della materia.

11. Struttura di una NS
(1) Atmosfera (10 cm)
determina lo spettro della radiaz. termica
(2) Envelope (100 m)
alto gradiente di temperatura
determina il raffreddamento, fortemente
influenzato dal campo magnetico
(3) Crosta (1 km)
reticolo di nuclei e gas di neutroni
(4) Core (10 km)
materia superfluida
materia di quark nel core?
Dany Page

12. Caratteristiche di una NS
6000 Km
1700 Km
12 km
La massa della
stella compatta
corrisponde a
circa 1 milione di
masse terrestri!
Il raggio di una
stella compatta è
500 volte
inferiore!
Ogni centimetro
cubo della CS
pesa un miliardo di
tonnellate.
(12,5 Gpersone)
Raggio

13. Caratteristiche di una NS
Periodo P ∼ 10-3 ÷ 10 s
diretta, segnali da radio pulsars
P’ ∼ 10-20 ÷ 10-10 s s -1
diretta, slowing down di P
gli orologi più accurati dell’universo
lighthouse model
età della stella t = P/2P’
stima approssimata nel
modello dipolo

14. Caratteristiche di una NS
Campo magnetico
B ∼ 1011 ÷ 1013 G
evidenze di linee di ciclotrone nello spettro
BE ∼ 4×10-1 G
Soft Gamma Repeaters (SGR)
magnetar che emettono sbuffi di
raggi X e ɣ

15. Caratteristiche di una NS
Massa M ∼ 1.25 ÷ 1.45 M⊚
Misurazione molto precisa da sistemi
binari mediante terza legge di Keplero

16. Caratteristiche di una NS
Temperatura
T ∼ 105 ÷ 106 K
indiretta, model dependent,
age dependent

17. Caratteristiche di una NS
Glitches
Le pulsar mostrano in generale un rallentamento nella
rotazione
Numerose pulsar presentano accelerazioni improvvise
(spin-up) improvvise
fenomeno estremamente interessante ancora oggetto di
studio per le sue implicazioni sul concetto di superfluidità

18. “Smoking guns”
La temperatura
Strutture differenti Con o senza materia superfluida

19. λ-point @2.18 K: l’elio subisce una transizione di fase del
secondo ordine. sotto λ: He II presenta straordinarie proprietà
macroscopiche [1][2][3]
[1] Fetter-Walecka, Quantum theory of Many Particle Systems
[2] A. Khalatnikov, An Introduction to the Theory of Superfluidity
[3] Landau, Fisica Teorica 9, Teoria dello stato condensato
Intermezzo: la superfluidità
Assenza di viscosità
Scorrimento senza attrito attraverso capillarità
1937 Pëtr Leonidovič Kapica, John F. Allen, e Don Misener
L’He II è un liquido quantistico
cioè presenta prorietà quantistiche prima della solidificazione
@ 1-2 gradi Kelvin
Condensazione di Bose-Einstein
stato della materia originato da un fenomeno collettivo
a bassissima temperatura

20. Segnali dal cielo
Importanti per i teorici
Relazione
Massa-Raggio
Evoluzione
Frequenza
Studi teorici e sperimentali delle segnature possono
fornire informazioni sul comportamento della materia in
condizioni estreme che noi non possiamo riprodurre
Evoluzione
Termica
Modi
Oscillazione
(1) Andamento della densità oltre la crosta
non ancora ben nota
soprattutto nel core
(2) Possibile esistenza di materia superfluida
influenza su raffredamento e “glitches”
cooling quench e vortici superfluidi
(3) Possibile esistenza di materia deconfinata
“zuppa di quark”
fenomeni collettivi come la “superconduttività di colore”

21. Intermezzo: superconduttività
Sotto T critica: alcuni materiali oppongono resistenza nulla al
passaggio della corrente ed espellono i campi magnetici
presenti al loro interno.
Resistenza nulla
E’ possibile anche a temperature più alte
1911 H.K. Onnes (premio Nobel 1913)
1950 Formalizzazione di Ginzburg e Landau
Espulsione del campo magnetico
Alla base della levitazione magnetica
1933 Scoperta di Meissner-Ochsenfeld

22. Alla ricerca delle segnature
Superconduttività di colore Emissione di neutrini e fotoni
Meccanismi di raffreddamento principali
Sono due epoche distinte in un intorno di 1 Myr
Velocità di cooling dipendenti dalla materia nel core

23. Alla ricerca delle segnature
Glitches, r-modes, onde gravitazionali
(1) Glitches legati alla materia superfluida
interazione tra vortici nel superfluido di neutroni e il reticolo cristallino di
nuclei nella crosta interna
fenomeno di pinning
(2) r-modes accoppiati a onde gravitazionali
Oscillazioni non radiali che limitano la frequenza di rotazione delle stelle
ma rapidi slow down delle stelle non si verificano: probabilmente fenomeni di origine
superfluida attenuano questi r-modes
(3) Onde gravitazionali
perturbazioni che deformano la metrica spazio-tempo dovute alla presenza
di masse
studiare le onde gravitazionali emesse da una stella di neutroni che spiraleggia
intorno a un buco nero può essere utile per determinare la struttura della stella

24. Conclusioni
Laboratori straordinari dell’universo
Le stelle di neutroni sono laboratori straordinari
dell’universo
Presentano condizioni estreme non riproducibili sulla
terra
Sono importanti perché consentono una migliore
comprensione di stati della materia che di fatto non
possiamo sperimentare
Oggetti estremamente lontani che consentono lo
studio di fenomeni microscopici fondamentali

25. Fine
Grazie per l’attenzione
Noi siamo l'incarnazione locale di un Cosmo
cresciuto fino all'autocoscienza. Abbiamo
incominciato a comprendere la nostra
origine: siamo materia stellare che
medita sulle stelle
-- Carl Sagan