Se il neutrone è una particella che decade in circa 8 minuti, come fanno ad esistere le stelle di neutroni?
Caro lettore,
grazie per la tua interessante domanda e per seguirci sul nostro sito. Partiamo innanzitutto dal fatto del perché un neutrone “libero” decade spontaneamente per interazione debole in un protone, un elettrone ed un antineutrino. Questo decadimento è reso energeticamente possibile dal fatto che il neutrone ha una massa leggermente maggiore della somma delle masse del protone, dell’elettrone e dell’antineutrino. Le più recenti misure, pubblicate nel 2021, indicano per il neutrone una vita media di 14,629 minuti con un’incertezza di 0,005 minuti. Confrontando questa vita media con l’età dell’Universo, circa 13.8 miliardi di anni, di neutroni non dovremmo proprio vederne da nessuna parte! Eppure di neutroni ce ne sono parecchi, soprattutto nei nuclei atomici dove, in genere, non decadono, con la sola eccezione di quelli radioattivi beta. In un nucleo beta emettitore, infatti, un neutrone viene trasformato in un protone con l’emissione di un elettrone e di un antineutrino. Emettitori beta esistenti in natura sono il ben noto Carbonio-14, usato per la datazione di reperti archeologici, e il Potassio-40, che si trova, ad esempio, nelle banane. Tuttavia, la vita media di questi nuclei è ben più lunga di quella del neutrone “libero”: 5730 anni nel primo caso e 1.8 miliardi di anni nel secondo. È proprio il fatto di trovarsi in un sistema “legato” come il nucleo che stabilizza il neutrone, il cui decadimento diventa energeticamente proibito (nuclei stabili) o fortemente inibito (emettitori beta). Infatti, per l’equivalenza tra massa ed energia prevista dalla teoria della relatività, l’energia di legame tra nucleoni (protoni e neutroni) produce quello che viene detto “difetto di massa” per cui i nuclei stabili sono più leggeri della somma dei loro componenti, cancellando così quel piccolo eccesso di massa del neutrone “libero” che ne consente il decadimento. Una stella di neutroni è il residuo dell’esplosione di una supernova in cui il collasso gravitazionale continua fino a quando elettroni e protoni si saranno trasformati in neutroni e neutrini, in una sorta di processo beta inverso. I neutrini, particelle debolmente interagenti, sfuggono dalla stella lasciando un nocciolo composto in gran parte da neutroni. Anche una stella di neutroni è un sistema legato, la cui massa è inferiore alla somma delle masse dei neutroni che la compongono. L’energia di legame, in questo caso, risulta prevalentemente di natura gravitazionale. Calcoli basati sulla relatività generale e sulle proprietà della materia nucleare stimano che tale energia può arrivare fino al 30% della massa della stella. L’effetto è dunque di gran lunga superiore a quello riscontrabile nei nuclei della materia ordinaria. In ultima analisi, è proprio il fatto che i neutroni si trovino principalmente in sistemi legati che assicura la loro stabilità.