Stele de neutroni Pentru Știință
Imaginate acum 70 de ani, stelele cu neutroni pun la încercare legile fizicii. Cu toate acestea, începem să înțelegem cum funcționează și să le cercetăm structura internă.
Inițial, o particulă
Totul s-a schimbat în 1967, când Jocelyn Bell și Antony Hewish au descoperit un nou tip de stea - un pulsar - care emite explozii foarte regulate de radiații radio. S-a înțeles curând că un pulsar era o stea de neutroni în rotație cu un câmp magnetic puternic care a străbătut cosmosul ca un far în timpul nopții. Anul următor, descoperirea unui pulsar analogic, psr b 0531 + 21, în Nebuloasa Crabului, adică rămășițele supernei observate de astronomii chinezi în 1054, a confirmat ipoteza lui Baade și Zwicky că stelele neutronice se formează în timpul acestor explozii stelare. . Ideea a fost întărită în continuare prin detectarea, în februarie 1987, a unei duzini de neutrini emiși în timpul supernova sn 1987 a din Marele Nor Magellanic. Acești neutrini sunt dovada faptului că materialul stelei la originea acestei supernove a fost „neutronizat”: protoni și electroni s-au combinat pentru a da neutroni și neutrini conform unei reacții nucleare opuse celei care cauzează beta radioactivitatea (vezi figura 6 ).
Astăzi cunoaștem mai mult de 1.300 de pulsari. Stelele de neutroni observabile în această formă (cele ale căror fascicule ne mătură în mod regulat linia de vedere) emit impulsuri de amplitudine stabilă, indicând faptul că emisia de semnale este legată de rotația sursei. În plus, frecvența acestor pufuri scade încet în timp.
Deducem că pulsarul încetinește: pierde energie tocmai pentru că semnalele emise îndepărtează o cantitate mică din acesta. Cel mai rapid pulsar cunoscut, psr b 1937 + 21, are o perioadă de 1,56 milisecunde. Cu toate acestea, la o astfel de viteză, forța centrifugă la ecuator ar fi mai mare decât gravitația și materia ar fi ruptă, dacă psr b 1937 + 21 nu ar avea o densitate mai mare decât cea a nucleilor atomici! Acest rezultat confirmă faptul că este o stea compusă din neutroni comprimați într-un „nucleu” gigantic de dimensiuni macroscopice. În plus, se crede că undele radio sunt produse de câmpul magnetic intens cauzat de rotația stelei. Încetinirea observată face posibilă estimarea energiei purtate de semnale și, prin urmare, a intensității câmpului. Astfel, câmpul pulsarului Crab este de ordinul a câteva sute de milioane de tesla, în comparație cu câmpul magnetic terestru, de ordinul a 10 –5 tesla și al câmpurilor de 100 tesla produse în laborator.
Modelul propus de Baade și Zwicky explică foarte simplu frecvențele de rotație ridicate și câmpul magnetic intens care însoțește stelele de neutroni. Într-adevăr, toate stelele normale se rotesc asupra lor și, dacă fac mult mai lent decât pulsarii, acest lucru este compensat de faptul că dimensiunile lor sunt de cel puțin 100.000 de ori mai mari: ca un patinator care își accelerează rotația atunci când își apropie brațele de corpul, stelele, prin prăbușire, dobândesc viteze prodigioase de rotație. La fel, câmpul magnetic al stelei este puternic amplificat în timpul prăbușirii.
Calculele lui Oppenheimer și Volkoff, bazate pe relativitate, au demonstrat existența unei mase maxime - care nu apare în teoria lui Newton - dincolo de care stelele de neutroni se prăbușesc în găuri negre. De fapt, presiunea este o formă de energie mecanică stocată în stea. Cu toate acestea, energia este echivalentă cu masa și generează un câmp gravitațional. Astfel, dincolo de un anumit prag, creșterea presiunii devine contraproductivă: presiunea nu se poate opune forței de gravitație pe care o generează ea însăși și obiectul trebuie să se prăbușească iremediabil. Existența unei astfel de mase maxime este foarte importantă, deoarece limitează comportamentele posibile ale materiei care formează stelele neutronice. După cum am văzut, există, de asemenea, o limită a vitezei de rotație a stelelor neutronice și s-a determinat un maxim similar pentru câmpul magnetic al acestora (când presiunea magnetică depășește presiunea materiei, steaua devine instabilă).
Ecuația de stare
La suprafață, unde presiunea este zero, neutronii liberi nu există (din cauza reacțiilor beta) și materia constă din fier, cel mai stabil element din tabelul periodic, sub forma unui metal solid, adică un compact zăbrele de cristal înconjurate de o mare de electroni liberi. Suprafața acestei scoarțe metalice este foarte netedă din cauza intensității copleșitoare a gravitației, iar orice „munți” nu pot depăși câțiva milimetri în altitudine! Coaja se extinde cu câteva sute de metri adâncime și densitatea crește rapid.
Pe măsură ce densitatea crește, electronii încep să se apropie de protoni și vin „în raza” interacțiunii nucleare slabe: se combină din ce în ce mai des cu protonii nucleelor pentru a forma neutroni. Nucleii se îmbogățesc cu neutroni pe măsură ce ne scufundăm. În cele din urmă, densitatea devine astfel încât neutronii încep să „se scurgă” din nuclee.
Aici începe crusta interioară, unde densitatea este de ordinul unei miimi din densitatea nucleară, pentru o grosime de unu până la doi kilometri. Formează un strat de tranziție între partea cristalină formată din nuclee atomice bogate în neutroni și lichidul subiacent format din neutroni, protoni și electroni la echilibru beta (lichidul neutronic). Această tranziție are loc prin schimbări de geometrie care amintesc de mâncărurile italiene. În primul rând, bile de lichid apar în mijlocul cristalului. La o adâncime mai mare, aceste pelete se prăbușesc și se unesc pentru a forma „spaghete” de lichid neutronic. La rândul lor, acești spaghetti se reunesc într-o structură de "lasagna" în care planurile lichidului alternează planurile nucleelor atomice în formă cristalină. Lasagna devine din ce în ce mai groasă până când ocupă întregul volum în care câteva bule de cristal dispar în cele din urmă la atingerea densității nucleare (vezi figura 5).