Le stelle di neutroni sono il frutto di conoscenze scientifiche ma come possiamo essere ragionevolmente sicuri della loro esistenza se non ne abbiamo mai vista una? Procediamo con ordine. In primo luogo, l’esistenza delle stelle di neutroni è predetta con certezza dalle leggi quantistiche e relativistiche.
In secondo luogo gli astronomi hanno fatto studi accurati sulla radiazione pulsante proveniente dalle stelle di neutroni (gli impulsi di luce, raggi X e onde radio). Queste osservazioni si spiegano in modo molto efficace con le leggi quantistiche e relativistiche ipotizzando che la pulsar sia una stella di neutroni in rotazione su se stessa.
Nessuna altra spiegazione affidabile è stata formulata in alternativa (almeno fino ad oggi). In terzo luogo, le leggi predicono con certezza che le stelle di neutroni devono formarsi in esplosioni astronomiche chiamate supernovae, e le pulsar sono state di fatto osservate proprio al centro di grandi nubi di gas in espansione, i resti di vecchie supernovae. Sulla base dell’insieme di questi fattori gli astronomi affermano che le stelle di neutroni esistono realmente e producono la radiazione pulsante di fatto osservata.
Questo procedimento scientifico che coniuga teoria ed osservazioni sperimentali anche indirette è il metodo che ci permette di essere certi dell’esistenza di oggetti estremi, come le stelle di neutroni o i buchi neri, senza bisogno di un’osservazione diretta, magari impossibile per una pluralità di fattori.
Per chi non avesse ben presente cos’è esattamente una stella di neutroni, si tratta di una stella compatta formata da materia degenere, la cui componente predominante è costituita da neutroni mantenuti insieme dalla forza di gravità. È un corpo celeste massiccio di piccole dimensioni – di ordine non superiore alla decina di chilometri – ma avente altissima densità, e massa generalmente compresa tra le 1,4 e le 3 masse solari. Una stella di neutroni è il risultato del collasso gravitazionale del nucleo di una stella massiccia, che segue alla cessazione delle reazioni di fusione nucleare per l’esaurimento degli elementi leggeri al suo interno, e rappresenta pertanto l’ultimo stadio di vita di stelle con massa molto grande (superiore alle 10 masse solari).
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