N.19 - 28 Luglio 2004
L'incredibile uniformità della natura: dal nucleo stellare al Pianeta della vita
(Rosa Maria Mistretta)

Dei 92 elementi chimici esistenti in natura, 68 sono stati osservati nelle stelle. Queste hanno all'incirca tutte la stessa composizione chimica, con l'idrogeno che, nel caso del Sole, è presente al 91,2 % (in termini di numero di atomi), seguito dall'elio all'8,7 %, mentre tutti gli altri elementi chimici si ripartiscono nel restante 0,1 %.

Come è giunta l'evoluzione cosmica a realizzare una composizione chimica "atipica" come quella terrestre, costituita da poco idrogeno e da poco elio?

Occorre dare uno sguardo alla genesi dell'Universo, alla formazione degli elementi chimici, e capire i meccanismi che hanno determinato le abbondanze cosmiche oggi osservate.

Nelle primissime fasi del Big Bang, la temperatura era così elevata da non consentire l'esistenza di strutture nucleari stabili. Pochi minuti dopo il "tempo zero" (circa 3 minuti!), la temperatura era diminuita (passando da 1032 oK a circa 109 oK) al punto da permettere la formazione di nuclei di idrogeno ed elio, gli elementi chimici attualmente più abbondanti nell'Universo, e di altri due elementi leggeri: il deuterio e il litio. Gli elementi chimici più "pesanti" del litio, ossia aventi un maggior numero di protoni nel nucleo, sono stati creati successivamente, all'interno delle stelle, attraverso le reazioni di fusione termonucleare, innescate dalle altissime temperature.

Le stelle, masse di gas autogravitante in equilibrio con le forze di pressione, sono immense fornaci, all'interno delle quali avvengono processi di "nucleosintesi", ossia di sintesi di elementi "pesanti" a partire da nuclei più leggeri [vedi articolo "Hans Bethe e la sorgente di energia per la vita"]

Nel primo passo della catena della "nucleosintesi stellare", a temperature dell'ordine di 107 oK, l'idrogeno "primordiale" viene convertito in nuclei di elio 4 fino al raggiungimento della temperatura di 108 oK, oltre la quale inizia a sua volta la combustione dell'elio, utile alla formazione dell'isotopo carbonio 12. La successiva cattura di un nucleo di elio 4 da parte del carbonio 12 produce un nucleo di ossigeno 16. A questo punto, man mano che la stella evolve (purché sia abbastanza massiccia), si innescano reazioni di fusione che comportano, con grande probabilità, la cattura di altri nuclei di elio 4 da parte degli elementi già formati, per generare elementi più "pesanti". Di conseguenza, i successivi processi di fusione conducono alla produzione di neon 20, magnesio 24, silicio 28.

Alla temperatura di 3,5 x 109 oK ha inizio la combustione del silicio 28, due nuclei dei quali si combinano per formare l'isotopo nichel 56, il quale essendo instabile, decade rapidamente, prima nell'isotopo cobalto 56, quindi nel nucleo stabile del ferro 56.

Questa catena di reazioni di fusione nucleare si sussegue con tempi diversi, sempre più brevi: occorrono milioni di anni per ottenere l'elio dall'idrogeno, basta qualche minuto perché il silicio si trasformi in ferro.

Fino a questo punto, i processi di fusione sono esotermici: ogni reazione libera una quantità di energia pari alla differenza tra l'energia di legame iniziale e finale degli elementi in questione. Tuttavia, dopo la produzione del nucleo di ferro, le reazioni diventano endotermiche e ogni ulteriore meccanismo di sintesi nucleare sottrae energia al sistema. Il ferro, infatti, è l'elemento con la più alta energia di legame per nucleone (in sostanza è l'elemento più stabile esistente in natura); di conseguenza, le sue reazioni di fusione porterebbero una stella a perdere energia.

Energia di legame
L'evoluzione di stelle la cui massa è pari ad almeno 10 volte la massa solare, dopo la formazione del nucleo di ferro 56, procede attraverso stati di instabilità, rapide contrazioni e successive espansioni, caratterizzati da valori elevatissimi di temperature e pressioni, che pongono termine al ciclo vitale della stella. Le uniche "macchine" esistenti nell'Universo in grado di rifornire i gas interstellari degli elementi sintetizzati all'interno delle stelle nel corso della loro evoluzione sono le supernovae [vedi articolo "La spettacolare esplosione delle stelle"].

Come avviene la formazione degli elementi più pesanti del ferro?

Intervengono per l'occasione processi di cattura di neutroni, i quali non possedendo carica non sono ostacolati dalla barriera coulombiana e possono fondersi facilmente con i nuclei circostanti, dando origine a nuovi elementi. I nuclei del ferro agiscono come centri di aggregazione per i neutroni. I principali meccanismi di cattura neutronica sono classificati come processi s (slow) e r (rapid).

Ogniqualvolta un nucleo di ferro assorbe un neutrone, aumenta il proprio peso atomico di un'unità. Se diventa un isotopo instabile può subire un decadimento &beta, aumentando così il proprio numero atomico di un'unità. Si tratta di un processo s, poiché ogni nucleo instabile ha il tempo di decadere prima di catturare un altro neutrone. La cattura rapida di neutroni (processo r) avviene, invece, nelle fasi esplosive di una stella, durante le quali si producono moltissimi neutroni in pochissimo tempo. In queste circostanze, più neutroni vengono catturati in rapida successione dai nuclei atomici, prima che possano verificarsi dei decadimenti &beta.

Esemplificando: se si aggiunge un neutrone al nucleo di ferro 56, si ottiene l'isotopo stabile ferro 57; se questo cattura un altro neutrone si giunge all'isotopo stabile ferro 58. Con una successiva cattura neutronica, si produce l'isotopo instabile ferro 59. A questo punto, gli scenari possibili sono due: se si verifica un processo r si formano di seguito i due isotopi, ferro 60 e ferro 61; quest'ultimo decade, in circa 6 minuti, nell'isotopo cobalto 61. Al contrario, se si verifica un processo s, il ferro 59 decade, in circa 1 mese, nell'isotopo cobalto 59 prima di poter catturare un altro neutrone libero.

I processi s producono elementi dal ferro al bismuto (con numero di massa A = 210); quelli r raggiungono masse atomiche maggiori e permettono così anche la formazione dell'uranio e di altri nuclei con A > 230. Gli elementi transuranici (che hanno numero atomico superiore a quello dell'uranio e sono detti anche attinidi) sono i meno stabili e sono sintetizzati nelle ultime fasi di vita di una stella.

Le abbondanze cosmiche degli elementi chimici variano in funzione del numero atomico, ossia del numero di protoni contenuti nei nuclei, presentando alcune anomalie:
  • una carenza molto marcata degli elementi litio, berillo, boro

  • una sovrabbondanza degli elementi

    26Fe, 28Ni, 50Sn, 74W, 82Pb, U, Th



Abbondanze cosmiche degli elementi chimici
Quale fu la dinamica responsabile della distribuzione degli elementi chimici, presenti originariamente nella nebulosa pre-solare, che attualmente osserviamo nei pianeti del Sistema Solare?

Gli elementi chimici e i loro composti presenti all'interno della nebulosa pre-solare si distribuirono in base alla loro "volatilità". In primo luogo, diminuì in tempi brevissimi la percentuale dei gas più leggeri: idrogeno ed elio. Le elevate temperature della parte più interna del Sistema Solare in formazione, a causa della vicinanza al nucleo incandescente, ritardarono l'aggregazione dei planetesimi adiacenti, accentuando la perdita nel tempo dei gas leggeri; per questo motivo, nella zona più interna, povera di gas, si formarono corpi di dimensioni medie. I pianeti "terrestri" rimasero impoveriti non solo degli elementi gassosi più leggeri, ma anche di quelli "moderatamente volatili", che comprendono i metalli alcalini (sodio, potassio, rubidio, cesio) ed elementi come lo zolfo e il piombo. Questi pianeti - Mercurio, Venere, Terra e Marte - sono, infatti, costituiti principalmente da silicati nelle parti superficiali (mantello e crosta) e da leghe di ferro-nichel nel nucleo. I silicati terrestri più comuni sono: l'olivina, il pirosseno, il feldspato, la mica biotite.

I pianeti giganti - Giove e Saturno - costituiti da idrogeno ed elio come il Sole, hanno nuclei rocciosi di dimensioni ridotte, circondati - in sequenza - da uno strato di idrogeno metallico, da uno di idrogeno molecolare e da uno di elio, con un graduale passaggio dallo stato liquido a quello gassoso. I due "giganti" del Sistema Solare hanno perso una minima percentuale di gas leggeri rispetto al Sole, essendosi formati in uno stadio precoce della nube pre-solare, quando ancora la presenza di questi gas era dominante.

I pianeti ghiacciati - Urano, Nettuno e Plutone - sono ricchi di composti volatili del carbonio e dell'azoto. La loro porzione solida è costituita da metano e azoto solidificati; ridotta la presenza di idrogeno e elio. Anche questi pianeti, come quelli "terrestri", si sono formati lentamente, in questo caso a causa delle basse densità tipiche delle parti marginali della nube pre-solare.

Le peculiarità che contraddistinguono le composizioni chimiche dei pianeti del Sistema Solare sono, dunque, una conseguenza della loro originaria collocazione spaziale, all'interno della nube pre-solare. Impoverita ulteriormente degli elementi volatili, a causa della violenza degli stadi evolutivi geologici primordiali, la Terra, però, fu la sola, tra tutti gli altri pianeti, in grado di "sostenere" la vita.





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