Progetto: “A che tante facelle?”
L’Origine degli elementi nelle Stelle
Rielaborazione e sintesi: prof. Mariantonia Resnati
e
Classe 4F
L’osservatore attento rimane stupito dal’impressionante combinazione di eventi
che hanno dato origine agli Elementi e alla loro possibilità di organizzazione
nella Vita
La fabbrica degli elementi
“ In principio era il caso….”
Questa citazione, tratta da un romanzo di Luke
Rhinehart, richiama in un’unica frase, una lunga
cascata d’eventi:
«per caso» il nostro Universo è sbocciato da una
fluttuazione del vuoto o, almeno, dall’esplosione
di un agglomerato superdenso, portando con sé
anche l’idea del tempo;
«casuali» sono le incessanti mutazioni che
permettono l’evoluzione degli esseri viventi;
ancora la «casualità» sta alla base di tanti
microeventi che condizionano la nostra
esperienza individuale, come infiniti «sentieri che
si biforcano».
Qualora ci dovesse capitare di
“rimirar le stelle” durante una
passeggiata serale, dovremmo
riservare qualche pensiero amichevole
per quelle palle incandescenti che
vagano silenziose nell’immensitá
dell’Universo.
Perché, in un certo senso, stiamo
guardando i nostri antenati: gli esseri
umani, come tutte le altre creature
sulla Terra, e la Terra stessa, sono figli
delle stelle!
La maggior parte degli elementi di cui
siamo fatti o che ci consentono di
vivere: carbonio, ossigeno, azoto,
idrogeno e molti altri, si sono originati
nelle stelle.
Viaggio nel Big Bang
→ Primordiale storia del’Universo
t=0
La teoria del Big Bang, avvenuto circa
14 miliardi di anni fa descrive l'evoluzione
dell'Universo, non parla né dell'inizio né di
quello che esisteva prima del Big Bang.
0 < t ≤ 10-43 s.
Il modello non può dire nulla su ciò che ha
dato luogo al Big Bang, perché avvicinandoci
alla “singolarità iniziale” non valgono più le
leggi fisiche conosciute.
All’istante zero, l’Universo doveva essere
concentrato in un volume più piccolo di un
atomo, con densità pressoché infinita e a una
temperatura di miliardi di gradi 1032 K.
Si suppone che le quattro forze fondamentali
(gravitazionale, elettromagnetica, nucleare
forte e debole) fossero unificate in una sola:
(G.U.T. = Grand Unification Theories)
Teorie della Grande Unificazione
10-43 s < t < 10 -34 s
Mentre l’Universo era contraddistinto da una
temperatura di 10 28 K, l’interazione
gravitazionale si separava dalle altre forze
ancora unificate fra loro in un miscuglio di
materia e di radiazione.
I fotoni, in continua interazione con la
materia, venivano assorbiti non appena
emessi e, i neutrini, erano in equilibrio
termico con il brodo primordiale, o plasma.
Si crearono allora, quelle condizioni per le
quali, coppie di fotoni (raggi gamma) si
scontrarono e si trasformarono in una coppia
elettrone-positrone: la radiazione originò
materia ed antimateria.
10-34 s < t < 10 -10 s
Quando la temperatura scese
sotto un certo valore critico, a
causa dell’espansione,
l’annichilazione prevalse sulla
formazione di coppie e- e+, tutti
gli elettroni e i positroni
avrebbero dovuto annichilarsi.
Secondo questo schema, la
materia di cui siamo composti,
non si sarebbe dovuta formare
e l’Universo dovrebbe essere,
ancora oggi, solo energia.
Ma per una causa ancora ignota,
avvenne una lievissima prevalenza
della materia sull’antimateria: da
questo piccolo residuo scaturì
tutta la materia di cui è composto
l’Universo osservabile
Alla fine dell'epoca GUT
un’espansione rapida, inflazione,
avrebbe fatto aumentare il volume
dell’Universo, il cui raggio sarebbe
passato, in 10-33 secondi, da 10-26 metri
a 10 centimetri.
La temperatura sarebbe scesa
rapidamente fin quasi lo zero assoluto.
10-10 s < t ≤ 10-5 s finì l'epoca
elettrodebole (forza nucleare debole
ancora unita alla forza
elettromagnetica), le quattro forze
fondamentali si separarono
completamente.
L'Universo era un miscuglio di neutrini,
gluoni, antimateria, elettroni e quark
che, perdendo la loro libertà si sarebbero
confinati in neutroni e protoni: epoca
degli adroni
10-5 s < t ≤ 1 s
Nel primo secondo il
raggio dell'Universo
raggiunse la dimensione
di qualche anno-luce.
Le energie cinetiche delle
particelle di materia
erano più elevate delle
energie relativisticamente
corrispondenti alle loro
masse: l’energia
dell’Universo era
equamente distribuita fra
radiazione e particelle.
Coppie di elettroni e positroni potevano
annichilirsi in fotoni e i fotoni, avendo
un’energia sufficiente, materializzarsi in
coppie elettrone-positrone
Ma a causa dei fotoni troppo energetici,
non si potevano formare atomi stabili.
1 s < t ≤ 102 s
Quando la temperatura scese sotto i 1010 K, neutroni
e protoni si combinarono a formare nuclei leggeri.
Il processo è detto nucleosintesi.
Protone
Neutrone
102 s < t ≤ 1010 s
L’atomo più semplice iniziava ad acquistare una
certa stabilità: elettroni e protoni prima liberi nel
plasma riuscirono a combinarsi per formare qualche
atomo neutro d’idrogeno.
I fotoni erano meno energetici, un protone e un
neutrone collisero e si unirono a formare un nucleo
di deuterio.
Formazione di nuclei
10 10 s< t ≤ 10 13 s
Quando la temperatura si portò a poche migliaia di gradi e la densità scese
intorno a 10-20 g/cm3, l’equilibrio termodinamico provocato dallo scambio
energetico fra radiazione e particelle si ruppe, i fotoni staccatisi dalla materia
(disaccoppiamento dei fotoni), si distribuirono viaggiando nell’Universo ormai
trasparente alla luce che, cessò di essere opaco.
La radiazione cosmica di fondo (che contiene circa 420 fotoni fossili per cm³)
si propagò in tutto l'Universo e divenne l'unica luce presente
10 13 s< t ≤ 10 9°
La materia ormai
completamente
disaccoppiata dalla
radiazione, cominciò
a strutturarsi in forma
stabile. Iniziò così la
prima infanzia degli
oggetti che oggi
popolano l’Universo.
Nella radiazione
cosmica di fondo, oggi
possiamo osservare
che sono presenti
piccole
disomogeneità,
piccolissime
variazioni di densità,
che rappresentano le
tracce degli originari
luoghi di
aggregazione delle
galassie.
La formazione di
tutti gli elementi
diversi dall’idrogeno
e dall’elio, fino al
ferro, è avvenuta e
avviene ancora oggi,
nei nuclei delle
stelle, formatesi
all’interno di
nebulose.
Le stelle e gli altri
corpi celesti si
raggruppano in
grandi strutture: le
galassie e gli
ammassi di galassie
Dove stanno le fucine degli
elementi?
Nelle Nebulose,
regioni “polverose” delle galassie, in cui la
densità di materia è minima, composte
per il 90 % da Idrogeno.
Al loro interno, per cause esterne, si
possono innescare moti turbolenti che
portano all’aggregazione della materia.
Con l’addensamento si ha la contrazione:
l’energia gravitazionale si trasforma in
energia cinetica, il che porta ad un
aumento della temperatura.
Nebulosa di
Orione
Le nebulose continuano ad attirare altro
materiale, lo spazio per le particelle si riduce e,
riducendosi, aumenta la densità e la
temperatura. Quando la temperatura al centro
ha raggiunto i 5 o 6 milioni di gradi si innescano
le reazioni di fusione termonucleari
Dalla contrazione di enormi nubi di gas e
polveri, sotto l’azione della forza
gravitazionale nascono le protostelle,
stelle in formazione con emissione di
radiazioni infrarosse .
La contrazione prosegue fino a
giungere alla temperatura di
15 milioni di °K.
Si può così innescare il processo
termonucleare di trasformazione
dell’idrogeno in elio.
La stella giunge così ad una fase di
stabilità durante la quale (ormai
adulta) si trova sulla sequenza
principale del diagramma H - R.
La sua permanenza nella sequenza
principale dipenderà da quella che era
la massa iniziale della nebulosa da cui
si è formata.
Formazione dei nuclei degli
elementi chimici semplici
La catena protone-protone è un processo
nucleare che trasforma idrogeno (protoni) in
nuclei di elio. Avviene nella maggior parte
delle stelle, compreso il Sole.
Nel primo passaggio due nuclei di idrogeno
1H (protoni) si fondono per formare deuterio
2H, rilasciando un positrone ed un neutrino
1H + 1H → 2H + e+ + neutrino
Il positrone si annichila immediatamente con
un elettrone e, le loro energie di massa sono
trasformate in raggi gamma.
e+ + e− → γ
Dopo la sua produzione, il deuterio, si può
fondere con un altro idrogeno per produrre
un isotopo leggero dell'elio. 3He:
2H
+ 1H → 3He + γ
Da qui l’ultimo passaggio porta all'isotopo
stabile dell'elio 4He.
La fusione dei due nuclei instabili di
3 He, forma l’isotopo stabile
dell'elio 4He, con nuova liberazione
di due protoni e raggi gamma
3He
+ 3 He → 4He + 2 1H + γ
Atomo di elio
Il ciclo CNO è il processo per cui,
partendo da quattro protoni, avviene la
produzione di una particella alfa (cioè un
nucleo di elio) più due positroni e due
neutrini, con rilascio di energia sotto
forma di raggi gamma.
I nuclei di carbonio, azoto e ossigeno, dai
quali il ciclo trae il nome, svolgono il
ruolo di catalizzatori nella combustione
nucleare dell'idrogeno. Esso ha luogo
nelle zone degli interni stellari in cui si ha
combustione di idrogeno a temperature
sufficientemente alte da renderlo
efficiente.
12C
+ 1H → 13N + γ
13N → 13C + e+ + neutrino
13C + 1H → 14N + γ
14N + 1H → 15O + γ
15O → 15N + e+ + neutrino
15N + 1H → 12C + 4He
Il processo tre alfa è il processo per
cui tre nuclei di elio (particella alfa) sono
trasformati in carbonio.
Questa reazione di fusione nucleare può
avvenire solo in ambienti che siano ricchi
di elio, sottoposti a pressioni elevate e a
temperature superiori a 100.000.000
gradi.
Avviene solo quindi all'interno di stelle in
stadio di evoluzione avanzato, dove l'elio
prodotto dalla catena
protone-protone e dal
ciclo carbonio – azoto - ossigeno
si è accumulato al centro della stella.
4He
+ 4He ↔ 8Be
8Be + 4He ↔ 12C + γ
Il processo di fusione del carbonio è una
reazione di fusione nucleare che avviene nelle stelle
massicce (almeno 4 volte la massa del Sole alla
nascita) quando hanno esaurito tutti gli elementi più
leggeri nel loro nucleo.
Richiede elevate temperature (6×108 K)
La reazione è la seguente:
12 C + 12 C → 24 Mg + γ
→ 23 Mg + n
→ 23 Na + 1 H
→ 20 Ne + 4 He
→ 16 O + 2 4 He
La fusione del carbonio inizia quando l'elio del nucleo si esaurisce, in questo stadio
cessa la produzione di energia che compensa la forza attrattiva gravitazionale e il nucleo
collassa, aumentando così la sua temperatura e densità fino a raggiungere il punto di
accensione del carbonio.
Ciò provoca un ulteriore aumento della temperatura del nucleo che coinvolge anche gli
strati attorno, nei quali possono accendersi le reazioni di fusione dell'elio che si trova
ancora in questo strato. La stella aumenta le sue dimensioni e diventa una supergigante
rossa.
Esaurito anche il carbonio, dopo qualche migliaio di anni, si innesca un nuovo processo
di contrazione che riscalda il nucleo fino al punto di accensione del Neon
Il processo di fusione del neon è un insieme di
reazioni di fusione nucleare basate sul Neon che
avvengono in stelle massicce
(almeno 8 volte la massa del Sole)
La fusione del Neon avviene dopo che il processo di
fusione del carbonio ha consumato tutto il carbonio
nel nucleo creando un nuovo nucleo di
Ossigeno – Neon - Magnesio
20 Ne
+ γ → 16 O + 4He
20 Ne + 4He → 24 Mg + γ
Esaurito il Neon, il nucleo si raffredda nuovamente
dando inizio ad una nuova fase di compressione
gravitazionale che incrementa la densità e la
temperatura finché non inizia il processo di fusione
dell'ossigeno.
Il processo di fusione dell'ossigeno è una reazione di fusione
nucleare che avviene in una stella massiccia quando questa ha esaurito gli
elementi più leggeri nel proprio nucleo. Tutte le reazioni seguenti possono
avvenire, anche se la più probabile è quella che produce il Silicio
16 O
+ 16 O→32 S + γ
16 O + 16 O→31 S + n
16 O + 16 O→31 P + 1H
16 O + 16 O→28 Si + 4He
16 O + 16 O→24 Mg + 2 4He
Il processo di fusione del silicio
è una reazione di fusione nucleare
che avviene nelle stelle di massa
molto grande
28 Si
+ 28 Si→56 Ni + γ
56 Ni→56 Co + e+ + neutrino
56 Co→56 Fe + e+ + neutrino
Il processo di fusione del silicio è
estremamente rapido; una stella mediamente
brucia il silicio accumulato nelle fasi
precedenti in un solo giorno. Questo è anche
l'ultimo passo nella vita di una stella, in
quanto il prodotto finale, il Ferro-56, è uno
degli isotopi più stabili dell'Universo.
La fusione non può procedere ulteriormente,
se non tramite processi endotermici (quali la
cattura di neutroni )
Il nucleo della stella non può più produrre
energia quindi si raffredda; la contrazione
gravitazionale non è più compensata dalla
produzione di energia e il collasso della stella
è inevitabile.
Tutto termina con l'esplosione di una
supernova e la formazione di una stella di
neutroni, o di un buco nero, se la stella è
sufficientemente massiccia
Formazione di una galassia
Nebulose, protostelle e stelle
Galassie
Nebulosa
Ammassi di
galassie
Galassia Andromeda all’ultravioletto
Galassie
Galassie
Nana Bianca Helix
Stelle
Supernova
Nana Rossa