La formazione degli elementi nel cosmo

Il problema della formazione degli elementi nel cosmo è uno dei più affascinanti in campo scientifico.

Di tale studio si sono interessati fisici, chimici, astronomi, geologo, ecc.; esso è infatti collegato ad un altro ancora più ampio che è quello dell’origine e dell’evoluzione dell’universo.

Mentre sulla Terra troviamo una grande varietà di elementi, se consideriamo  l’universo nel suo insieme, solo l’1% della sua massa è costituito dall’intera gamma di questi, il 76% è formata da idrogeno e il 23% da elio.

Tenendo presente che l’idrogeno è l’atomo più semplice, si può ritenere che tutti gli elementi derivino da esso. Le domande a cui si è cercato di rispondere sono relative all’origine degli elementi e, in particolare se tali elementi si sono formati in un particolare momento dell’evoluzione dell’universo o se continuano a formarsi.

Se consideriamo una delle teorie cosmologiche più note e, attualmente più accreditate, ovvero la teoria del big-bang, il nostro universo avrebbe avuto origine 15-20 miliardi di anni fa dall’esplosione immane di un nocciolo di materia super condensata (l’uovo primigenio) formato da particelle quali protoni, fotoni ad altissima energia ecc. che, proiettate tutte intorno, avrebbero cominciato quella fuga verso l’esterno che per molte di esse continua ancora.

Ma cosa sarà accaduto nei primi istanti di questo evento apocalittico, all’interno della massa primigenia in rapida espansione e raffreddamento?
Quali “fusioni” avranno determinato gli urti violentissimi tra le particelle? Se di fusione si è trattato, da esse può essersi formato certamente solo l’elemento più semplice e leggero, l’idrogeno. Tutti gli altri avrebbero indubbiamente richiesto condizioni di pressione e temperature ancora più elevate. Oggi si ritiene che queste condizioni propizie siano presenti nei nuclei delle stelle e che, proprio in questi ultimi, continui il processo “creativo” di fusione degli elementi con massa superiore all’idrogeno. Ciò accadrebbe in particolare nelle stelle che si trovano in una fase avanzata della loro evoluzione, le giganti rosse, le stelle a neutroni (pulsars) ecc. una conferma sperimentale di tale teoria viene dall’osservazione delle righe spettrali del tecnezio ( Z = 43)

 

chimicamo

Presenti nella luce proveniente da alcune giganti rosse. Tale elemento con tempo di semivita molto breve, non è presente nella crosta terrestre ma viene prodotto artificialmente. Tenendo presente che le giganti rosse sono certamente più antiche della Terra, è impossibile che questo atomo, eventualmente presente all’origine, non sia nel frattempo decaduto. Quindi, l’unica spiegazione plausibile della sua presenza è che nella stella avvengano reazioni nucleari che lo producano. Secondo Hoyle, Burbidge e Fowler, i più significativi processi nucleari per la sintesi degli elementi possono essere così sintetizzati:

  • Trasformazione di idrogeno in elio, in cui 4 protoni fondono in un nucleo di He, secondo due meccanismi:

–          Catena protone-protone ( temperatura 107 K)

H1 + H1  → H2 + e+ + ν

H2 + H1  → He3 + γ

He3 + He3 → He4 + H1 + H1 + γ

–          Ciclo CNO o ciclo di Bethe in cui intervengono nuclei di carbonio, azoto, ossigeno ( temperatura › 2 x 107  K); avviene nelle stelle in cui è già preformato C12 che agisce da catalizzatore.

C12 + H1 → N13 + γ

N13 → C13 + β+ + ν

C13 + H1 → N14 + γ

N14 + H1 →O15 + γ

O15 → N15 + β+ + ν

N15  + H1 → C12 + He4

  • Fusione dell’elio: quando la stella ha esaurito la maggior parte dell’idrogeno del nucleo, si contrae raggiungendo temperature fino a 108 K. In queste condizioni l’elio fonde, generando elementi sempre più pesanti ( C, O, Ne, Mg)

He3 + He4 → Be7 + γ

Be7 + H1 → B8 + ν

Be8 + He4 →C12

C12 + He4 → O16 + γ

O16 + He4 → Ne20 + γ

Ne20 + He4 → Mg24 + γ

  • Processo α: quando l’elio si esaurisce, il nucleo della stella si contrae ancora, arrivando a temperature di 109 K. Per cattura di particelle α (He) si formano Si, S, Ar, Ca.
  • Trasformazione del silicio: tale processo è responsabile della sintesi degli elementi pesanti fino al ferro ( temperature 3 ÷ 4  x 109 K)

Si28 + x He4→ elementi pesanti fino a Fe56 + E

  • Processo S. Le temperature raggiungibili anche nelle stelle di grande massa sono tuttavia insufficienti alla fusione che porta alla produzione di elementi più pesanti del ferro. Si ritiene che essi si formino per cattura di neutroni combinata con decadimento dei nuclidi radioattivi formati.

Ogni cattura neutronica nel processo s converte un nucleo in un isotopo dello stesso elemento con un neutrone in più. Alla fine, questi singoli aumenti di neutroni portano ad un isotopo instabile. Siccome la cattura neutronica è relativamente lenta nel processo s, il nucleo instabile decade con un decadimento beta prima che un altro neutrone possa venir catturato. In altre parole, appena la prima configurazione instabile è raggiunta, un decadimento beta cambia il nucleo in uno con un protone in più e un neutrone in meno.

Nelle reazioni di fusione che conducono al ferro si formano infatti numerosi neutroni ad esempio:

Fe56 + n1  → Fe57 ; Fe57 + n1 → Fe58 ; Fe58 + n1→ Fe59 ( radioattivo)

L’isotopo Fe59 decade dando il cobalto ( Z= 27) :

Fe59 →Co59 + β + ν

A sua volta il cobalto 59, acquistando un neutrone si trasforma in cobalto 60 (radioattivo) il quale produce Ni 60.

  • Processo R. se invece i neutroni sono prodotti ad alta velocità. Allora i nucli instabili che si sono formati hanno abbastanza tempo per inglobare molti neutroni che decadono successivamente a cascata in protoni: in tal modo si ottengono elementi con numeri atomici più alti.

            Abbiamo visto come gli elementi più pesanti sono prodotti tramite vari processi, nonostante la fusione

                     nelle stelle produca elementi solo fino al ferro 56. Questi processi che involvono la cattura di neutroni o

protoni  e decadimenti radioattivi, avvengono in situazioni particolari. Trasformando un elemento in un

altro, questi affascinanti processi naturali ottengono quello che gli alchimisti non riuscirono a

raggiungere: la trasformazione dei metalli in oro. Nonostante ciò non possiamo biasimare i chimici ante

litteram ovvero gli alchimisti: i loro laboratori potevano essere ben equipaggiati, ma mancava loro un

pezzo chiave: una esplosione di supernova.

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Author: Chimicamo

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