Origine degli elementi

L’UNESCO ha dichiarato il 2019 “Anno Internazionale della Tavola Periodica’’.

150 anni fa (06.03.1869) il chimico russo Dmitrij Mendeleev pubblica la Tavola atomica degli Elementi

All’epoca di Mendeleev (1834-1907) erano noti circa 60 elementi, oggi ne conosciamo più del doppio.

Nella Tavola Periodica, gli elementi sono ordinati per numero atomico (Z = n protoni) crescente:

^ZX_A

Z => numero protoni; A => somma protoni + neutroni (n. di massa)

Gli atomi risultano globalmente neutri, perché all’interno dei nuclei sono presenti i protoni particelle con carica positiva e i neutroni, particelle elettricamente neutre, mentre attorno al nucleo orbitano gli elettroni, in numero uguale ai protoni, ma con carica elettrica negativa.

Un atomo è costituito da un nucleo, immerso in una “nuvola” di elettroni.

Ogni elemento chimico è composto da isotopi, cioè da atomi che hanno lo stesso numero di protoni, ma diverso numero di neutroni.

Esistono elementi con un solo isotopo stabile (il fluoro e l’oro) elementi con molti isotopi stabili (lo stagno ne ha 10) ed elementi senza alcun isotopo stabile (il tecnezio).

Come si sono formati tutti gli elementi chimici che conosciamo?

L’ipotesi più plausibile è che a partire dai costituenti primi: protoni e neutroni, gli elementi più pesanti si siano formati tramite reazioni nucleari di fusione.

Le reazioni del ciclo protone-protone: da quattro atomi di Idrogeno (H) si ottiene un atomo di Elio (He)

H₁ + H₁ → H₂ + e⁺ + ν_e                    +             0,42 Mev

e⁺ + e⁻ → 2γ                                      +             1,02 MeV

H₂ + H₁ → He₃ + γ                            +             5,49 MeV

He₃ + He₃ → He₄ + H₁ + H₁           +             12,96 MeV

Totale energia rilasciata:                              26,73 MeV

Gli elementi che osserviamo sulla Terra (e nel Sole) erano già presenti al momento della loro formazione.

La prima popolazione di stelle, quelle formatesi subito dopo il Big Bang, ha già terminato la propria vita e ha immesso nel mezzo interstellare i nuclei sintetizzati al suo interno.

Le stelle come il Sole, nate delle ceneri delle stelle precedenti, ereditano i nuclei formatisi in esse.

Considerando il Sole come riferimento, gli elementi più abbondanti nell’Universo sono: Idrogeno (H e Elio He, che rappresentano » 98% della sua massa (H 70%, He 28%)

Produzione di elementi leggeri

L’origine di ¹H, ²He, ³Li risale ai primi 10 minuti di vita dell’Universo, dopo il Big Bang.

Gli altri elementi sono stati prodotti da stelle formatesi nel corso dei successivi miliardi di anni.

Fanno eccezione solo ⁴Be, ⁵B prodotti attraverso processi di “rottura” di un nucleo più pesante in nuclei più leggeri, provocati dai raggi cosmici.

Le stelle sono in grado di produrre tutti gli elementi chimici ad esclusione dell’idrogeno la cui creazione richiede le condizioni fisiche (temperatura e densità) estreme del Big Bang.

Produzione degli elementi di massa intermedia.

Gli elementi più pesanti del He non si possono produrre attraverso catture protoniche (cioè reazioni nucleari in cui un protone si fonde con un nucleo di elio).

Il C12 (carbonio12) proviene dalla fusione di 3 nuclei di He.

Per queste reazioni è necessaria una temperatura più alta di quella richiesta per la fusione dell’H, poiché la repulsione elettrostatica tra nuclei di He (Z=2) è maggiore di quella che si esercita tra nuclei di H (Z=1).

Processo tre alfa

La combustione dell’elio avviene in due fasi successive:

– due particelle α (He4) si fondono in un nucleo di Be8;

– Be8 cattura un’altra particella α (HE4) producendo C12.

Più pesante (più protoni) è il nucleo da produrre, più grandi saranno le temperature necessarie per la fusione; queste temperature molto alte la stella le può raggiungere solo dopo un certo tempo.

Per questo motivo, nelle stelle, la formazione degli elementi dal più leggero (H) al più pesante (Fe) non avvengono contemporaneamente, ma in sequenza.

⁶C₁₂ + ²He₄  à  ⁸O₁₆

         Per questa reazione occorre una temperatura molto alta, che si può trovare solo all’interno di stelle molto più grandi del sole.

Nelle stelle con massa sufficientemente grande (» 10 Ms) la temperatura interna

è abbastanza grande da innescare una sequenza di reazioni

nucleari di fusione di particelle α (²He₄).

Di conseguenza, si formeranno:

neon (Ne20), magnesio (Mg24), silicio (Si28), zolfo (S32), argon (Ar36), calcio (Ca40), titanio (Ti44), cromo (Cr48), ferro (Fe52) e infine nichel (Ni56).

⁸O₁₆ + ²He₄  à  ¹⁰Ne₂₀      ²⁶Fe₅₂ + ²He₄  à  ²⁸Ni₅₆

Quest’ultimo isotopo è instabile e decade, in Co56 che a sua volta decade nell’isotopo stabile Fe56.

La produzione di nuclei più pesanti del Fe56 attraverso processi di fusione nucleare tra particelle cariche (come quelli sopra descritti) richiede energia, invece di produrla: processo “endoenergetico”.

All’aumentare della carica dei reagenti (protoni dei due nuclei) aumenta la loro repulsione elettrostatica; di conseguenza, non è possibile produrre elementi più pesanti del Fe mediante reazioni tra particelle cariche.

L’impossibilità di produrre elementi più pesanti del Fe, fa sì che nel centro della stella si accumuli una grande quantità di questo elemento, mentre i prodotti della nucleosintesi vengono diffusi nel mezzo interstellare.

Terminate le combustioni nucleari, non vi sono più forze che possano controbilanciare il processo di contrazione del nucleo (forza di gravità).

Quando gli elettroni presenti nel nucleo sono catturati dai protoni (producendo neutroni ed emettendo neutrini) il nucleo della stella (ricco di Ni e Fe) perde il contributo alla pressione da loro fornito.

A questo punto inizia un processo irreversibile: il nucleo della stella inizia a collassare su sé stesso mentre il materiale sovrastante gli cade sopra con sempre maggiore intensità ‘’rimbalzando’’ creando così un’onda d’urto che causa la violenta espulsione nello spazio circostante degli strati esterni della stella.

Nel collasso del nucleo viene rilasciato un flusso di neutrini con un’energia di » 10⁴⁶ joule in un tempo di » 10 s.

Tramite un processo, non ancora pienamente compreso, » 10⁴⁴ joule vengono riassorbiti dal fronte d’onda in stallo, provocando un’esplosione.

Siamo di fronte al fenomeno esplosivo di Supernova di tipo II (SN II).

Durante questa immane esplosione (la luce emessa da una SN II è pari a quella della Galassia che la ospita) molti degli elementi del nucleo vengono espulsi nel mezzo interstellare.

Produzione di elementi più pesanti del ferro

Se la nucleosintesi si fermasse al Fe, mancherebbero più della metà degli elementi chimici che conosciamo.

Per spiegare la loro produzione occorre l’intervento del neutrone che, non avendo carica elettrica, non è influenzato dalla barriera elettrostatica.

Il neutrone può innescare reazioni nucleari, fondendosi con i nuclei esistenti all’interno delle stelle.

I neutroni liberi, però, scompaiono in pochi minuti (decadimento b^–) trasformandosi in protoni, devono quindi essere prodotti in continuazione e ampiamente.

Decadimento b^–        n   à   p + e^– + -ν_e                ⁶⁰Co₂₇  à  ⁶⁰Ni₂₈ + ß^{–                                  234}Th₉₀  à    ²³⁴Pa₉₁ + ß^–

Gli elementi pesanti osservati nelle stelle sono dovuti a due processi di cattura neutronica:

il processo lento s (“slow”) il processo rapido r (“rapid”).

Il primo si verifica quando la stella produce ≈ 10⁷ neutroni per cm³, il secondo ≈ 10²⁷ neutroni per cm³

Dove avvengono questi processi di cattura neutronica?

Gli ambienti stellari che presentano le caratteristiche necessarie sono:

–  stelle di grandi dimensioni durante la loro fase evolutiva per il processo s

–  Sistema binario di stelle di neutroni o esplosioni SN II, per il processo r.

Una stella di neutroni è ciò che resta di una stella massiccia (M > 10 Ms) quando terminano le reazioni termonucleari che portano alla produzione del Fe.

Le estreme condizioni fisiche di queste stelle (forza di gravità » 10¹¹ Fg Terra) fa sì che al loro interno sia presente un grande numero di neutroni, per cui si possono facilmente sviluppare reazioni nucleari di cattura neutronica.

Ma la densità è talmente alta da non consentire la produzione di molti elementi (la struttura è “congelata”).

Se, però, siamo in presenza di un sistema binario di stelle di neutroni, le due stelle, dopo aver spiraleggiato una intorno all’altra, tendono a fondersi: Neutron Stars Merger (NSM).

Il 17.08.2017, gli interferometri VIRGO (Italia) e LIGO (USA) hanno osservato per la prima volta onde gravitazionali provenienti da un NSM distante oltre 130 milioni ly (» 10²¹ km) dalla Terra.

Le due pulsar (m ≈ 1,1 -1,6 Ms) si trovavano alla periferia della galassia NGC4993

Alcuni istanti prima della fusione, con le stelle orbitanti a velocità prossime a quelle della luce, è stata prodotta l’onda gravitazionale, che ha raggiunto il culmine nel momento della fusione.

Dopo ≈ 1,7s è stato emesso un lampo di raggi gamma (gamma-ray burst) e successivamente, per diversi giorni, un’intensa radiazione e-m, osservata e analizzata dai telescopi di tutto il mondo.

Oltre 100 strumenti, telescopi e satelliti, hanno osservato NGC4993 per settimane; l’osservazione ha mostrato un oggetto in rapidissimo raffreddamento: un’emissione blu in rapida evoluzione verso il rosso e l’infrarosso.

Durante la fusione delle due stelle, la massa emessa ad altissima velocità nel mezzo interstellare, secondo la teoria, avrebbe dovuto produrre la formazione di elementi pesanti per cattura rapida di neutroni (processo r).  Dall’analisi spettrale delle sostanze prodotte nell’emissione (chiamata ‘’kilonova’’) di GW180817 si è riscontrata la testimonianza diretta della nucleosintesi tipica del processo r!

Proff. Mario Maiullari

Conferenza tenuta al LICEO JUVARRA DI VENARIA REALE