E’ stato proposto un nuovo metodo per le determinazioni più accurate dei raggi delle stelle di neutroni


Le stelle di neutroni sono gli oggetti astrofisici più piccoli e più densi con superfici visibili nell’Universo. Si formano dopo i collassi gravitazionali dei nuclei di ferro delle stelle massicce (con masse di una decina di masse solari) alla fine della loro evoluzione nucleare. Possiamo osservare questi collassi come esplosioni di supernove.

Le masse delle stelle di neutroni sono tipiche delle stelle normali, circa una massa solare e mezza, ma i loro raggi sono estremamente piccoli rispetto alle stelle normali: tipicamente tra i dieci e i quindici chilometri. Per fare un confronto, il raggio del Sole è di circa 700.000 km. Ciò significa che la densità media di materia delle stelle di neutroni è qualche volta più grande della densità dei nuclei atomici, cioè circa 1 miliardo di tonnellate per centimetro cubo.

La materia delle stelle di neutroni è costituita principalmente da neutroni ravvicinati, e le forze repulsive tra i neutroni impediscono alle stelle di neutroni di collassare in un buco nero. La descrizione quantitativa teorica di queste forze repulsive non è al momento possibile, ed è un problema fondamentale della fisica nucleare e dell’astrofisica. Questo problema è anche conosciuto come l’equazione dello stato del problema della materia fredda superdensa. Le osservazioni astrofisiche delle stelle di neutroni possono limitare i diversi modelli teorici esistenti dell’equazione di stato, perché i raggi delle stelle di neutroni dipendono dalle forze repulsive.

Uno degli oggetti astrofisici più adatti per le misure dei raggi delle stelle di neutroni sono le stelle di neutroni a raggi X che esplodono. Sono componenti di sistemi binari vicini, i cosiddetti binari a raggi X a bassa massa. In tali sistemi, il componente secondario, che è una normale stella di tipo solare, perde la sua materia, e la stella di neutroni accumula la sua materia. La materia fluisce dalla stella normale sulla superficie della stella di neutroni. La gravità superficiale di una stella di neutroni è molto alta, cento miliardi di volte superiore a quella della superficie terrestre. Di conseguenza, le condizioni per l’esplosione della combustione termonucleare si creano sul fondo della materia appena accumulata. Sono queste esplosioni che osserviamo come lampi di raggi X nei binari a raggi X a bassa massa.

La durata della maggior parte dei flash a raggi X è di circa 10-100 secondi. Dopo il massimo, la luminosità dei raggi X decade quasi esponenzialmente. Una stella di neutroni a raggi X che esplode emette come un corpo nero con una certa temperatura (circa dieci milioni di gradi), e questa temperatura diminuisce insieme alla diminuzione della luminosità. Ma il collegamento tra la luminosità e la temperatura non è fisso. Dipende dalla struttura fisica degli strati superiori dell’involucro della stella di neutroni che emette (l’atmosfera). Le atmosfere modello delle stelle di neutroni che emettono raggi X possono essere calcolate per varie masse e raggi, così come per una data luminosità del flash dei raggi X, e qualche tempo fa i co-autori hanno calcolato la griglia estesa di tali atmosfere modello.

Il confronto tra l’osservazione congiunta della diminuzione della temperatura e della luminosità dei raggi X in alcuni flash a raggi X e le previsioni del modello permette di trovare la massa e il raggio di una stella di neutroni. Questo metodo, che è stato chiamato il metodo della coda di raffreddamento, è stato suggerito più di dieci anni fa. Gli autori di questo metodo sono Valery Suleimanov, Juri Poutanen, Mike Revnivtsev e Klaus Werner, tre dei quali sono i coautori di questa pubblicazione. L’ulteriore sviluppo di questo approccio e la sua applicazione ai numerosi flash a raggi X ha permesso loro di limitare i raggi delle stelle di neutroni nel raggio d’azione da 11 a 13 km. Tutte le determinazioni seguenti, compresa l’osservazione della fusione di due stelle di neutroni da parte di rivelatori di onde gravitazionali, hanno dato valori all’interno di questo intervallo.

Nel metodo, i ricercatori hanno assunto che la stella di neutroni non è rotante e ha una forma sferica con una distribuzione uniforme della temperatura sulla superficie. Ma le stelle di neutroni nei sistemi binari considerati possono ruotare rapidamente con il tipico periodo di pochi millisecondi.

In particolare, la stella di neutroni che ruota più velocemente nel sistema 4U 1608-52 ha un periodo di rotazione di 0,0016 secondi. Le forme di tali stelle di neutroni a rotazione rapida sono tutt’altro che sferiche. Hanno raggi più grandi agli equatori che ai poli, e la gravità superficiale e la temperatura superficiale sono più grandi ai poli che agli equatori. Pertanto, ci sono incertezze sistematiche nel metodo di determinazione delle masse delle stelle di neutroni e dei raggi. I raggi ottenuti dalle stelle di neutroni possono essere sistematicamente sovrastimati a causa della loro rapida rotazione.

Recentemente Valery Suleimanov, Juri Poutanen e Klaus Werner hanno sviluppato un approccio rapido e approssimativo per calcolare le radiazioni emergenti delle stelle di neutroni a rotazione rapida. Hanno esteso il metodo della coda di raffreddamento per i flash termonucleari sulle superfici delle stelle di neutroni a rotazione rapida. Questo metodo esteso è stato applicato allo scoppio dei raggi X sulla superficie della stella di neutroni nel sistema SAX 1810.8-2609, che ruota con un periodo di circa 2 millisecondi.

Lo studio ha dimostrato che il raggio di questa stella di neutroni può essere sovrastimato sul valore nell’intervallo da uno a mezzo chilometro a seconda dell’angolo di inclinazione dell’asse di rotazione rispetto alla linea di vista. Ciò significa che le correzioni sistematiche non sono cruciali e possono essere ignorate in prima approssimazione. Il piano è di applicare questo metodo alla stella di neutroni rotante più veloce del sistema 4U 1608-52.

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