L’origine degli elementi: risultati recenti e un po’ di chiarezza

Dopo piu` di 60 anni, la ricerca nel campo dell’astrofisica nucleare ci ha fornito un’idea via via piu` precisa riguardo l’origine degli elementi che oggi osserviamo, a partire dalla miscela di idrogeno, elio e litio dell’universo primordiale

Oggi sappiamo che la vita di una stella e’ essenzialmente una lotta senza sosta tra la sua stessa gravita’ e la pressione della radiazione verso l’esterno, generata dalle reazioni nucleari al suo interno. Alcune di queste reazioni hanno un duplice ruolo: 1) Fanno in modo che la stella non collassi su se stessa mantenendo la struttura in “equilibrio”; 2) generano nuovi elementi. Per il secondo punto, gli esempi sono molti e noti: durante la sequenza principale, la combustione nucleare dell’idrogeno nel nucleo genera soprattutto elio e azoto. La combustione dell’elio genera in primis carbonio e ossigeno, dai quali, nel caso delle stelle “super AGB” (con una massa iniziale compresa tra le 8 e le 10 masse solari), poi si generano neon e magnesio, per poi arrivare nel caso delle stelle massicce (massa iniziale compresa superiore alle 10 masse solari) a produrre silicio, fosforo, zolfo… Nelle ultime ore prima del collasso ed esplosione come supernova, anche il silicio verra’ bruciato generando argon, calcio, titanio, cromo, ferro, nickel e zinco… elementi troppo pesanti per poter generare nuova energia a sostegno della struttura stellare.

Oltre il ferro

Abbiamo dunque cosi’ un’idea di come gli elementi, dai piu’ leggeri fino a quelli almeno pesanti come il gruppo del ferro, si siano generati grazie a piu’ generazioni stellari. Tuttavia, sappiamo che vi sono molti altri elementi piu’ pesanti del ferro: germanio, zirconio, bario, oro, mercurio, piombo, uranio, e molti altri… qual e’ la loro origine? Rispondo sfatando un mito purtroppo ancora troppo comune tra gli appassionati di astronomia, anche per colpa di qualche pagina social e anche collega (!!!!) non cosi’ preciso nella comunicazione: non e’ vero che tutti gli elementi piu’ pesanti del ferro sono stati generati dalle supernovae. Per generare, a partire dal ferro, tutti gli elementi via via piu’ pesanti, sono necessari tanti, tanti, tanti… neutroni. Questo perche’ si tratta di particelle prive di carica elettrica, per cui insensibili alla repulsione coulombiana che renderebbe la fusione nucleare tra particelle cariche molto difficile, soprattutto quando si parla di nuclei atomici con cosi’ tanti protoni (dai 26 del ferro fino ai 92 dell’uranio!!!). E in quali oggetti celesti e’ possibile generare tutti questi neutroni? In molti! Sappiamo che una buona meta’ degli elementi piu’ pesanti del ferro (che da qui in poi chiamero’ semplicemente “elementi pesanti”) e’ generato in stadi dell’evoluzione stellare ancora relativamente lontane dalla morte della stella. In particolare, una gran fetta di essi, come zirconio e bario, viene formato nelle fasi avanzate (fase nota come AGB) di stelle di massa piccola/intermedia (con massa iniziale compresa tra una e quattro masse solari), che MAI termineranno la loro vita come supernova. Cio’ e’ dovuto al fatto che al bordo tra il nucleo di queste stelle, composto essenzialmente da carbonio e ossigeno, e l’inviluppo ricco di idrogeno, si forma un sottilissimo guscio ricco di un particolare isotopo del carbonio, ovvero il carbonio-13. Inoltre, le temperature interne tipiche di una stella AGB, dell’ordine dei 100 milioni di gradi, sono sufficienti a innescare la fusione nucleare tra elio e carbonio-13, che generera’ ossigeno, ma appunto anche tanti neutroni a una densita’ compresa tra i 10 milioni e i 100 miliardi di neutroni per centimetro cubo, abbastanza per innescare una serie di catture neutroniche che producono circa meta’ degli elementi tra il ferro e il bismuto nell’arco di circa 100 mila anni (processo noto come “processo s” di catture di neutroni, dove s sta per “slow”, in contrapposizione a quello rapido che vedremo tra poco). Un’altra importante fetta degli elementi pesanti, come germanio e stronzio, si forma invece nelle stelle massicce, ma comunque in fasi PRECEDENTI lo stadio di supernova.

Hypernovae e fusione di stelle di neutroni

Rimane cosi’ da spiegare l’origine di elementi come europio, oro, uranio e altri che insieme fanno circa il 50% degli elementi pesanti: questi si’, necessitano di condizioni esplosive per essere generati. In particolare sono due gli scenari attualmente piu’ gettonati: 1) la fusione di stelle di neutroni in un sistema binario; 2) una particolare classe di supernova nota come “hypernova“, ovvero l’esplosione generata dal collasso di una stella molto massiccia, con una massa spesso compresa tra le 25 e le 50 masse solari, in rapida rotazione e dotata di un campo magnetico molto intenso (della quale abbiamo una rappresentazione artistica nella Figura 1).

Il “processo r”

Sia nel caso delle hypernovae che delle fusioni di stelle di neutroni, abbiamo una quantita’ enorme di neutroni per poter avviare la nucleosintesi di elementi pesanti… addirittura ci sono solide prove osservative nel caso della fusione di stelle di neutroni (mi riferisco al grandioso evento GW170817, in Figura 2). Ma con quale frequenza hanno luogo questi eventi? Avvengono abbastanza di frequente per spiegare le abbondanze chimiche che osserviamo oggi nel nostro sistema solare? E in che proporzione ci si aspetta che avvengano?

Tutte domande su cui la comunita’ scientifica si e’ concentrata. Alcuni risulrati molto interessanti furono pubblicati nell’Agosto 2020, da parte di Chiaki Kobayashi, Amanda Karakas e Maria Lugaro. I risultati di questa ricerca parlano chiaro: le fusioni di stelle di neutroni potrebbero essere la principale fonte dalla quale si sono formati i cosiddetti “elementi r”, ovvero elementi pesanti formati in eventi esplosivi ad altissime densita’ di neutroni (dell’ordine dei mille miliardi di miliardi di neutroni per centimetro cubo) che rendono possibile il cosiddetto “processo r” (dove r sta per “rapid”), tra cui figurano ad esempio europio ed oro. Tuttavia, pare che questo tipo di eventi non possa spiegare l’intero contenuto di elementi r nella Galassia da solo. I motivi sono soprattutto due 1) La frequenza di tali eventi sarebbe troppo bassa; 2) Il tempo minimo necessario per permettere a due stelle di neutroni in un sistema binario di fondersi e’ troppo lungo per spiegare le abbondanze di elementi pesanti osservate su alcune stelle molto vecchie, nate appena dopo la prima generazione stellare. Kobayashi e collaboratrici sottolinearono pero’ un’aspetto importante: se appena il 3% delle prime stelle massicce fosse esploso come hypernova, allora la produzione di elementi r che ne sarebbe conseguita sarebbe stata sufficiente per spiegare tutte le osservazioni.

In conclusione…

Ogni volta che prendete in mano un orologio, una catenina, un anello d’oro… molto probabilmente state toccando le scorie di una immane esplosione che miliardi di anni fa segno` la fine della vita di due stelle di neutroni a seguito della loro violenta fusione, oppure di quella di una stella decine di volte piu` massiccia del Sole. Le ceneri di ambo gli eventi fornirono buona parte della materia prima da cui si formo’ poi il nostro Sistema Solare. Se poi il vostro articolo di gioielleria e’ ulteriormente impreziosito, ad esempio, da uno zircone (ricco di zirconio, come il nome lascia intendere)… allora molto probabilmente state contemplando anche il testamento di quella che fu una stella di massa piccola/intermedia, comparabile al nostro Sole.

Fonti:

Daniel M. Siegel, Jennifer Barnes & Brian D. Metzger, Nature, volume 569, pagIne 241–244 (2019)

Kobayiashi et al.; 2020. The Astrophysical Journal

Herwig 2005. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2005. 43:435–79