Neutronio: differenze tra le versioni

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Il '''neutronio''' è un (termine poco usato) che indicaè uno stato estremamente denso della materia, che si sviluppa in condizioni di pressione molto elevata, scoperto all'interno delle [[stella di neutroni|stelle di neutroni]] ede attualmente ancora non ben conosciuto. È un termine che non viene accettato nella letteratura [[astrofisica]] per ragioni che verranno di seguito chiarite ma che è stato usato con una certa frequenza nella [[fantascienza]] (cfr. The Neutronium Alchemist di Peter F. Hamilton). Nonostante le condizioni di estrema instabilità del neutronio alle pressioni normali, e la tremenda attrazione gravitazionale che tale stato della materia eserciterebbe intorno a sé, spesso gli autori e gli scrittori di fantascienza lo utilizzano nelle loro opere come componente di armature, materiale strutturale, ecc.

==Origine==

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La fisica di questa materia è sconosciuta al punto che, nonostante il nome, non si è ancora sicuri che l'interno di una stella di neutroni possa essere descritto come un ''mare di neutroni''. È possibile che piuttosto che un mare di neutroni, l'interno della stella si presenti come un mare di [[Quark (particella)|quark]] o di [[Iperone (fisica)|iperoni]] pesanti. È anche possibile che la materia della stella di neutroni subisca una serie di transizioni in cui la materia ha proprietà totalmente differenti a seconda della sua densità e della sua temperatura. Inoltre è ancora sconosciuto il comportamento della materia della stella se la pressione venisse improvvisamente ridotta. Per questo motivo il termine neutronio si riscontra raramente nella letteratura scientifica.

Tutte queste incertezze possono essere riassunte in un'[[equazione di stato]] che descrive la pressione della materia della stella di neutroni ada una data temperatura e densità. Il calcolo delle equazioni di stato sono un campo della fisica attivo ede incerto. Spesso in letteratura gli studiosi si riferiscono ada equazioni di stato ''dure'' (stiff) o ''morbide'' (soft); l'equazione di stato ''dura'' ha una pressione, a determinate temperatura e densità, maggiore rispetto a quella ''soffice''.

Vi è un limite oltre il quale una stella di neutroni non può più sopportare la pressione di degenerazione elettronica e collassa in un [[buco nero]]. Il limite preciso dipende dall'equazione di stato che viene usata ma è stimato essere compreso tra 2 e 3 [[massa solare|masse solari]]. Le equazioni di stato attuali sono più ''morbide'' di quelle prese in considerazione negli anni '70 in cui il limite era compreso tra le 7 e le 8 masse solari.