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La nucleosintesi

Siamo fatti della stessa materia delle stelle – Carl Sagan (1934 – 1996)

Da dove vengono gli elementi? L’ossigeno dell’aria che respiriamo, il ferro contenuto nel nostro sangue, … sono sempre esistiti, cioè hanno la stessa età dell’Universo, oppure no? Da dove arrivano gli elementi che costituiscono il nostro corpo e tutti gli altri che compaiono nella tavola periodica? In effetti, fino agli anni ’30 la teoria che andava per la maggiore era veramente questa, ovvero che hanno la stessa età dell’Universo, poi nel 1939 i fisici dimostrarono che il Sole trae il suo calore dalla fusione termonucleare e le osservazioni spettroscopiche mettevano in luce che mentre le stelle giovani contenevano idrogeno (H) ed elio (He), le stelle vecchie contenevano anche altri elementi.

Negli anni ‘50 Margaret & Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle pubblicarono un articolo passato alla storia con la sigla B2FH i quali sostennero che in realtà gli elementi non sono sempre esistiti, ma nascono grazie alla morte delle stelle e chiamarono questa nuova teoria con il termine nucleosintesi stellare, ovvero il processo mediante il quale a partire dal nucleo di idrogeno si sono formati i nuclei degli atomi più pesanti. Non sappiamo ancora cosa c’era prima del Big Bang, ma per capire il processo della nucleosintesi possiamo ricorrere a ciò che accadde nei primi istanti dopo il Big Bang (questo gli astronomi e fisici sono in grado di farlo a molto bene) seguendo l’evolversi della temperatura.

L’universo iniziale (ovvero circa 13,7 miliardi di anni fa) subito dopo il Big Bang conteneva un brodo primordiale di pioni ed era veramente caldo, (più di 1500 miliardi di K). I pioni sono particelle in grado di interagire dal punto di vista energetico sia fra loro sia con le particelle elementari. La scelta di seguire l’evoluzione iniziale dell’Universo in funzione della temperatura è legata al concetto di ‘temperatura di soglia’, vediamo di spiegare meglio il concetto.

Ogni particella è associata una determinata quantità di energia, nota come “energia di quiete” che rappresenta l’energia che sarebbe liberata se l’intera massa della particella venisse convertita in energia ottenuta dalla classica relazione:

E = m * c2

Se dividiamo l’energia per la costante di Boltzmann possiamo ricavare la temperatura al di sopra della quale una particella può essere creata dalla radiazione termica; quindi in funzione della temperatura abbiamo che solo una certo tipo di particelle possono esistere, ecco una tabella che contiene la temperatura (e l’energia) di soglia per le particelle elementari.

Particella Energia di quiete (106eV) Temperatura di soglia (109 K)
Fotone (γ) 0 0
Neutrino (ν) 0 0
Elettrone (e) 0,511 5,93
Muone (μ) 105,66 1226,2
Pione (π0) 134,96 1566,2
Protone (p) 938,26 10888
Neutrone (n) 939,55 10903

Fonte: I primi tre minuti – Steven Weinberg

La possibilità di formazione e combinazione di nuove particelle, è legata quindi alla temperatura; per un fissato valore di energia di quiete, è possibile sapere quali particelle possono essere presenti o legare fra loro e, a mano a mano che la temperatura diminuisce, diventa sempre più probabile che nuove particelle possano interagire con quelle già presenti.

All’inizio ( T = 100 miliardi K) l’Universo è un mix di materia e radiazione, dove ogni particella è in perenne collisione con le altre; poi la diminuzione della temperatura (10 miliardi K) e la continua espansione dell’Universo, porta i neutrini e antineutrini a comportarsi come particelle libere, la temperatura comunque è ancora troppo alta affinché neutroni e protoni possano legare e creare nuclei atomici. Dopo poco tre minuti la temperatura dell’Universo era ormai già scesa a 900 milioni di K, elettroni e positoni son scomparsi (si sono annichilati), e i principali elementi dell’Universo ora sono neutrini, antineutrini e fotoni. La temperatura è abbastanza bassa che iniziano a formarsi i primi nuclei stabili di 3H un isotopo dell’idrogeno, dell’elio (He) ed 3He, un isotopo dell’elio. Non esistono orami più collisioni fra neutroni e protoni con elettroni ed il decadimento del neutrone (ormai libero) si fa sempre più presente tale per cui il rapporto fra protoni e neutroni è dell’ 87% in favore dei neutroni. Quando la temperatura dell’Universo è sotto ai 300 milioni di K, tutti i processi nucleari hanno avuto termine; le particelle nucleari sono legati a nuclei di elio o sono protoni liberi (nuclei di idrogeno) secondo la seguente percentuale circa: 75% da idrogeno, ed il 25% di elio, insieme a tracce di deuterio e litio.

La prima fase della nucleosintesi poteva considerarsi conclusa.

Con il passare del tempo, grazie alla pressione gravitazionale, gli atomi d’idrogeno sono collassati favorendo l’aumento della temperatura e già dopo 200 milioni anni si accesero le prime stelle costituite da idrogeno ed elio; erano caratterizzate da masse enormi (da 100 a 1000 masse solari) ma una vita breve.

L’evoluzione e la morte di queste stelle, molto ricche d’idrogeno, hanno rappresentato il primo motore per la costituzione degli altri elementi più pesanti; come sappiamo il processo che le mantiene in vita è la fusione nucleare: grazie alla catena protone-protone (ed altri processi minori) che ha luogo nei nuclei delle stelle ove temperature e pressione raggiungono valori estremamente elevati le stelle dapprima ‘bruciano’ idrogeno, poi quando si esaurisce, nel tentativo di mantenere l’equilibrio idrostatico e gravitazionale iniziano a consumare l’elio, più pesante, aumentandone sempre più la percentuale.

Il processo continua: atomi di elio, sotto pressioni maggiori, si fondono e generano il carbonio, ma con l’aumentare dei passaggi il processo di fusione e di creazione di elementi è sempre meno redditizio e libera sempre meno energia, ciò nonostante grazie ad esso contribuisce a riempire le prime caselle della tavola periodica degli elementi. Non tutti però; il processo ha un termine che è legato alla massa della stella; stelle della stessa classe spettrale come il nostro Sole ad esempio, (che possono vivere fino a circa 11 miliardi di anni), non sono in grado di produrre elementi più pesanti del carbonio (12C) semplicemente perché la loro temperatura nel nucleo non è in grado di innescare la fusione di due nuclei di carbonio e, dopo aver contribuito ad arricchire l’Universo con nuovi elementi, moriranno come nane bianche.

E per gli elementi più pesanti? Bisogna rivolgersi a stelle più grandi e massicce del Sole (maggiori di 1,8 masse solari), le quali unitamente a temperature molto più elevate (maggiori di 600 milioni di K) utilizzano il processo di fusione nucleare per sintetizzare nuovi elementi. Il processo avviene sfruttando nuovi processi nucleari, quali il ciclo C-N-O (carbonio-azoto-ossigeno), ‘bruciando’ i prodotti ottenuti dalle reazioni nucleari precedenti per ottenerne degli altri ed infine per fotodisintegrazione.

In questo modo l’Universo si riempirà di elementi più pesanti del 12C, quali Ossigeno (16O), neon (22Ne), magnesio (Mg), fosforo (P) e tutti gli altri elementi con Z (numero atomico) crescente fino al ferro (Fe). Il ferro rappresenta un limite estremo alla formazione di elementi per stelle di otto o nove volte la massa del Sole, poiché il processo di fusione non è più redditizio dal punto di vista energetico: le reazioni di fusione terminano in quanto il processo non è più esogeno (rilascio di energia), diventa endogena (occorre un soggetto che fornisca energia alla stella).

Abbiamo riempito altre caselle della tavola periodica, ma ne mancano ancora molte altre; in natura esistono elementi ben più pesanti del ferro (aventi numero atomico maggiore), quali ad esempio il piombo (Pb), l’oro (Au), uranio (U). E questi da che processo nascono? Anch’essi sono generati dalle stelle, ma in questo caso bisogna volgere il nostro sguardo ad eventi molto energetici e catastrofici che accadono in un’altra classe di stelle in grado di far penetrare neutroni (sottoprodotti delle reazioni nucleari) all’interno del nucleo dell’atomo (i neutroni non hanno carica quindi non devono vincere la forza di repulsione coulombiana) ed, ovviamente, farceli rimanere per generare elementi nuovi.

Questo tipo di stelle al termine della loro vita a causa di sconvolgimenti energetici si trovano private del loro equilibrio ed implodono collassando su se stesse; nel nucleo protoni ed elettroni collidono e formano neutroni che poi ‘rimbalzano’ e si espandono con violenza verso l’esterno: si tratta si supernove. Queste particelle si scontrano tra loro ad altissima velocita e riescono a scavalcare la barriera energetica formando non solo nuclei di ferro i quali trovandosi circondati da neutroni decadono in protoni e creano così nuovi elementi più stabili.

Esistono due processi principali per cui questo può avvenire: processo s (lento) o processo r (veloce).

  • Il processo s avviene all’interno di stelle che dal punto di vista evolutivo si trovano sul ramo delle giganti rosse (massa minore di 9 masse solari); queste stelle sono in grado di costruire nuclei più pesanti e stabili (quindi nuovi elementi) a partire dal Ferro fino al 209 Avviene quando un nucleo è in grado di catturare un neutrone alla volta; il nucleo risultante può essere stabile, o se radioattivo, decadrà in un elemento stabile dal punto di vista energetico (seguendo il percorso che porta alla valle di stabilità) prima che venga catturato il prossimo neutrone. Si stima che il flusso di densità dei neutroni nel processo s sia compresa fra 106 e 1011 neutroni /cm3 E’ responsabile di circa metà degli isotopi più pesanti del Ferro, il processo è molto lento (più di centinaia di anni) ma costante in cui l’elemento instabile ha tempo di decadere in uno più stabile lungo la valle di stabilità energetica. Un elemento molto noto del processo s è il Tecnezio (43Tc); un elemento che non ha isotopi stabili, ha un tempo di dimezzamento di milioni di anni e venne usato dall’astronomo Merrill (1952) per provare che il processo di nucleosintesi stellare.
  • La creazione di elementi ancora più pesanti avviene grazie al processo r dove, al contrario del processo s, avviene con temperature e densità neutroniche molto alte (la densità è maggiore di 1021 neutroni/cm3). I neutroni colpiscono il nucleo, e prima che il nucleo decada, è bombardato da altri neutroni in successione e molto velocemente creando nuclei molto pesanti e molto instabili. Durante questo processo sono prodotti anche numerosi isotopi (atomi che identificano lo stesso elemento chimico ma con diverso numero di neutroni nel nucleo) e nuclei instabili che diventano stabili grazie al decadimento beta. Complessivamente Il processo è estremamente veloce, ed avviene in un intervallo di tempo compreso fra 0.01 e 10 secondi. Questo processo avviene nelle esplosioni di supernovae, quando l’energia che si libera dal collasso della stella spinge un flusso enorme di protoni verso l’esterno che sono in grado di superare la forza di repulsione coulombiana e penetrare i nuclei degli elementi che si trovano sul guscio stellare esterno.

La varietà degli elementi dipende dall’energia di partenza della supernova; alcune di esse sono in grado di produrre elementi radioattivi che decadono subito dopo l’esplosione mentre altri si estinguono a causa della fragilità dei loro nuclei. Grazie all’esplosione di supernovae, in particolare tenendo conto della quantità e del tempo impiegato dai materiali radioattivi a decadere in elementi più stabili (tempo di emivita), il secolo scorso gli scienziati hanno potuto calcolare il valore dell’età della Terra.

Dato che quasi tutti decadono in piombo (un elemento molto stabile), il geologo Clair Patterson che partecipò anche al progetto Manhattan, fu in grado di fare una datazione molto precisa della Terra. Egli sapeva che il piombo compare in tre isotopi sulla Terra; uno di essi è presente in quantità fissa poiché nessun elemento vi decade, un secondo isotopo deriva dal decadimento dell’Uranio ed un terzo si è formato grazie all’esplosione di supernova. La sua idea era di calcolare di quanto era cresciuta nel tempo i due isotopi rispetto alla quantità fissa e quindi estrapolare a ritroso fino alla nascita della terra e tenendo conto anche dell’attività dell’uomo e altri accorgimenti egli stimò un’età di 4.55 miliardi di anni.

La tavola periodica

La tavola periodica Fonte: pixabay.com (free image)

Sembra molto complesso ma in natura ogni sostanza proviene da questo processo, ovunque, compresa la nostra Galassia. Proprio nella Via Lattea, una di queste esplosioni ha dato origine ad un insieme di stelle che comprende anche il nostro Sole. Il gas interstellare e un’onda di una supernova circa 4,6 miliardi di anni favorì il collasso gravitazionale, iniziò a ruotare su se stesso e per accrescimento diede origine al Sistema Solare. Il nucleo più denso diede origine al Sole e attorno iniziarono ad addensarsi i proto pianeti. Quando la materia iniziò a collassare, i metalli pesanti si addensarono a formare una cintura di materiale roccioso, il ferro affondò nei nuclei, e nacquero i pianeti rocciosi; col tempo vennero sottoposti a bombardamenti da meteoriti, comete, altri oggetti ed ala fine si raffreddarono nacque la Terra, e poi la vita.

Ebbene sì, anche noi siamo il prodotto del processo di nucleosintesi, fatti con gli elementi generati dalla morte delle stelle, ovvero usando una frase di Carl Sagan (1934 – 1996), siamo fatti della stessa materia delle stelle.