La formazione degli elementi, cioè la nascita degli atomi che compongono la Terra inizia già dal Big Bang e continua tuttora.
La formazione degli Elementi
La formazione degli Elementi che compongono la tavola periodica di Mendeleev incominciò dal big bang e continuò poi nelle stelle che da sempre e tuttora continuano a rimodellarsi.
All’inizio, nel momento del big bang, si formarono gli elementi leggeri con Z= 1 (idrogeno), 2 (elio) e 3 (litio). (Z è il numero atomico, cioè il numero di protoni del nucleo).
Dopo 400 milioni di anni i nuclei degli atomi si combinarono con gli elettroni per formare gli atomi nella struttura che conosciamo: nucleo centrale e nuvola di elettroni.
Dopo 1 miliardo di anni si formarono le prime stelle, e nel nucleo delle stelle gialle con massa pari a 2 volte la massa solare, le fusioni nucleari formarono gli elementi con Z fino al 26 (ferro).
Le stelle super giganti rosse con massa pari a 8 volte la massa solare, dopo aver bruciato tutto, prima collassarono e poi esplosero come Supernove. L’esplosione mise a disposizione tanta di quella energia, che gli elementi piccoli vennero utilizzati come mattoni per formare Elementi più grandi fino a Z >100.
L’esplosione liberò nuovamente nell’universo gli atomi, che però ora non erano più solamente Idrogeno ed Elio ma Ferro, Oro, Uranio…
Ora vediamo il tutto nei dettagli: reazioni esotermiche e reazioni endotermiche.
Le Reazioni Esotermiche
Le Reazioni Esotermiche liberano nell’ambiente energia e intervengono nella nascita degli atomi più leggeri..
La nucleosintesi primordiale degli elementi più piccoli
Gli Elementi più leggeri: idrogeno, elio e litio vennero creati nel momento del big bang o appena dopo, questo fenomeno si chiama nucleosintesi primordiale.
Nucleo dell’Idrogeno (Z1)
Il numero dei protoni presenti in un atomo è indicato dalla lettera Z.
Il protone compare immediatamente con il big bang, il semplice protone è anche il nucleo dell’Idrogeno.
Il nucleo dell’Idrogeno è formato solo da un protone, quindi Z 1, non contiene neutroni.
Ancora adesso nell’Universo osservabile, l’Idrogeno rappresenta il 73,9% della massa totale degli Elementi.
Nucleo del deuterio (Z1)
Pochi secondi dopo il big bang, la temperatura era scesa a 10 alla 9 K°, protoni e neutroni si poterono avvicinare e legare ad uno ad uno, formando il Deuterio.
Il Deuterio è formato da un protone e un neutrone.
Il Deuterio è instabile ed è facile separare il protone dal neutrone.
Adesso nell’universo osservabile, il Deuterio rappresenta lo 0,1% della massa totale degli elementi.
Idrogeno e Deuterio sono due isotopi dello stesso elemento.
La trasformazione dall’idrogeno all’elio avviene con la cosidetta reazione pp (protone-protone):
Nucleo dell’Elio (Z2)
Procedendo nel raffreddamento due nuclei di deuterio si fondono fra loro per formare un nucleo di Elio.
Il nucleo di Elio invece è molto più stabile del deuterio.
Il nucleo di Elio è formato da 2 protoni e 2 neutroni.
Il Sole produce energia con la reazione protone-protone e con il ciclo carbonio, azoto ossigeno, C N e O sono gli elementi che catalizzano la reazione protone-protone.
Il deuterio è destinato a trasformarsi tutto in Elio.
Il fatto che nell’Universo ci sia ancora deuterio, fa pensare che l’universo abbia una data di nascita, cioè non esista da sempre come qualche filosofia potrebbe speculare.
Adesso nell’Universo osservabile, l’Elio rappresenta il 24% della massa totale degli elementi.
Le percentuali di idrogeno 74 % ed elio 24 % attuali sono grosso modo le stesse di quando avvenne il big bang.
Nel Sole invece troviamo più idrogeno il 92% e meno elio l’8%.
Litio (Z3) e Berillio (Z4)
Tre minuti dopo il big bang compare il Litio e poi forse il Berillio.
Di Litio nell’universo ce n’è pochissimo, perché dentro una stella a temperatura basse (10 alla 6°K) il Litio entra nella produzione dell’elio.
Idrogeno, Elio e Litio furono prodotti dalla nucleosintesi primordiale
L’Atomo
Inizialmente le temperature erano così alte che nuclei ed elettroni viaggiavano ciascuno per i fatti propri nello spazio.
Ma dopo 0,4 milioni di anni dal big bang, la temperatura era scesa a 5.000 K°, così gli elettroni poterono combinarsi con i nuclei a formare l’Atomo.
Se un Atomo misura 10 alla meno 10 metri, e il nucleo di deuterio misura 10 alla meno 14 metri, possiamo immaginare lo spazio “enorme” che hanno a disposizione gli elettroni che avvolgono il nucleo.
Nucleo sintesi degli Elementi con numero atomico maggiore di 3
Abbiamo visto che gli Elementi più leggeri, con numero atomico fino a 3, vennero creati nel momento del big bang o appena dopo. Invece gli Elementi con numero atomico maggiore di 3 vennero creati molto dopo, circa mezzo miliardo di anni dopo, e tuttora continua nelle stelle.
La nucleosintesi stellare
Nelle stelle idrogeno e elio si fondono e pian piano vengono a formare Elementi sempre più pesanti.
Catena Protone-Protone: Elio o particella alfa
La maggior parte delle stelle piccole dell’Universo, compreso il Sole, con la Catena ProtoneProtone, continuano a trasformare i nuclei di idrogeno (protoni) in nuclei di elio (particelle alfa).
Dall’idrogeno ottengo il deuterio, poi l’elio 3 e infine l’elio 4 (i due isotopi di elio).
H1 > H2 > He3 > He4, (il numero indica l’isotopo, cioè la somma neutroni + protoni).
Durante la fusione nucleare, viene liberata la gran parte dell’energia delle stelle, sono reazione esotermiche.
Il nucleo di elio 4 (2 protoni e 2 neutroni) è detto particella alfa.
L’aggiunta continua di particella alfa porta alla formazione di nuovi nuclei più grandi. L’aggiunta avviene secondo due modalità: processo Tre alfa e processo Alfa.
Processo Tre Alfa produce il Carbonio (Z6)
Nel Processo Tre Alfa, per aggiunta di particelle alfa, si produce prima il Berilio (Z4) e infine il Carbonio (Z6). Il Processo Tre Alfa non avvenne nel big bang ma nelle stelle.
He4 > Be8 > C12, (il numero indica l’isotopo).
Nel Processo Tre Alfa si ottengono grandi quantità di Carbonio.
Processo Tre Alfa produce l’Ossigeno (Z8)
Nel passaggio successivo: al carbonio (Z6) si aggiunge l’elio (Z2) e si forma l’Ossigeno (Z8).
Processo Tre Alfa continua fino allo Z28
C’è un terzo passaggio, dove all’ossigeno (Z8) si aggiunge l’elio (Z2) e si producono piccole quantità di Neon (Z10). Il processo di aggiunta di elio si arresta quando si giunge al Nickel (Z28), prodotto sempre in piccolissime quantità. Il nickel poi decade in Ferro (Z26).
Processo Alfa produce elementi con Z> 28: C, N, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca e Ti
Partendo dal carbonio, formatosi in grandi quantità con il processo tre alfa e nel ciclo CNO, per aggiunta di elio ottengo tutti gli Elementi della tavola periodica fino al nickel (Z28). Questo Processo di chiama semplicemente Alfa.
C12 > O16 > Ne20 > Mg24 > Si28 > S32 > Ar36 > Ca40 >Ti44 > Cr48 > Fe52 > Ni56 > Co56 > F56, (il numero indica l’isotopo).
In realtà questi processi arrivano fino agli elementi con numero atomico 22 cioè il titanio: C, N, O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca e Ti.
Quindi per la produzione del ferro sono insignificanti, cioè producono pochissimo ferro.
Ciclo del Carbonio-Azoto-Ossigeno CNO o Bethe
Le stelle con massa di poco superiore a quella del Sole, > 1.2, hanno temperature più alte delle piccole stelle, per cui può svolgersi il Ciclo del Carbonio-Azoto-Ossigeno (CNO o Bethe), dove partendo dal carbonio e poi passando per l’ossigeno e l’azoto si arriva all’elio, liberando moltissima energia.
C14 > N13 > C13 > N14 > O15 > N15 > C12 + He4
l Ciclo del Carbonio-Azoto-Ossigeno viene attivato anche nel guscio esterno delle stelle quando sono nella fase finale di gigante rossa.
Fusione del Carbonio e produzione di Ne e O in stelle grandi
Nel Processo Tre Alfa e nel Processo Alfa viene utilizzato l’elio per produrre elementi più pesanti, liberando al contempo molta energia.
Quando una stella ha bruciato tutto l’elio, si spegne.
Il nucleo stellare fatto di carbonio collassa e quindi risale la pressione e poi la temperatura.
Le alte temperature fan partire la fusione del Carbonio che produce O e Ne.
C12 + C12 > Mg24 > Mg23 > Na23 > Ne20 > O16
Questo avviene in una supergigante rossa con massa 25 volte quella solare. E in stelle con massa maggiore 8 volte quella del sole.
Dopo qualche migliaio di anni il carbonio risulta completamente bruciato.
Fusione del Neon e produzione di O e Mg
In stelle grandi 10 volte il sole, a temperature altissime 10 alla 9°K, il carbonio è finito ma c’è moltissimo Neon.
Il Neon brucia producendo O e Mg.
Ne20 > O16 oppure con l’elio prodotto prima si produce il magnesio: Ne20 > Mg24
La Fusione del Neon dura pochi anni, il nucleo stellare fatto di O e Mg si raffredda, implode, sale la pressione e ora può iniziare a bruciare l’ossigeno.
Fusione dell’Ossigeno e produzione di Si e P
La stella, a temperature altissime 10 alla 9°K, brucia tutto l’Ossigeno in meno di un anno trasformandolo in Si e P.
La Supernova nella Fusione del Silicio e produzione di Ni, Co e Fe
La stella, a temperature altissime 10 alla 9°K, brucia tutto il Silicio in meno di un giorno trasformandolo in Ni che poi decade in Co-56 e in pochi mesi in Fe-56.
Il decadimento del Ni e del Co in Fe si manifesta con una grande luminosità della durata di pochi mesi: il fenomeno astronomico si chiama Supernova.
L’energia emessa da una Supernova in pochi mesi è tanto quella emessa dal Sole in tutta la sua vita.
Il Fe-56 è il prodotto finale, 26 protoni e 30 neutroni, è così stabile che in natura è la forma di ferro estremamente più comune.
Praticamente con la fusione del silicio siamo arrivati al capolinea della vita della stella.
Le reazioni viste finora hanno prodotto gli elementi con massa inferiore a 57, e tutte hanno liberato grandi quantità di energia, sono state cioè reazioni esotermiche.
La Reazioni Endotermiche
Le alte temperature stellari permettono due Reazioni Endotermiche, cioè reazioni che assorbono energia:
processo lento slow e processo rapido, determinano la nascita degli atomi più pesanti,
Nucleosintesi con Processo S: Z82 Pb
Nelle stelle giganti rosse avviene il Processo S (slow).
Nelle stelle con bassa densità neutronica e media temperatura, i neutroni vengono catturati lentamente e formano isotopi degli elementi più pesanti del ferro: Z38 Stronzio, Z39 Ittrio salendo fino allo Z82 Piombo. Quì troviamo anche i metalli preziosi come Z47 Argento e Z78 Platino e Z79 Oro.
Nucleosintesi della supernova con Processo R: Z92 U, Z94 Pl
Molto probabilmente nella supernova avviene il Processo R (rapido).
La stella deve avere alta densità neutronica ed alta temperatura.
Il Processo R crea nuclei più pesanti per cattura rapida di neutroni: i neutroni vanno incontro a decadimento beta, i neutroni diventano protoni ed elettroni, si formano nuovi elementi.
Questa nucleosintesi produce Z92 Uranio e Z94 Plutonio
Nucleosintesi della supernova con Processo P: Z >100
Il Processo P produce elementi ricchi di neutroni: il platino 190 (Z78) e l’itterbio 168 (Z70).
Esito della Nucleosintesi nell’universo osservabile
Gli elementi prodotti e rinvenibili nell’Universo sono idrogeno 74%, elio 24%, ossigeno 1,07%,
carbonio 0,46% e tutti gli altri costituiscono solo lo 0,57% della massa totale degli elementi dell’Universo osservabile.
Stabilità degli elementi
Gli atomi con Z (numero atomico) da 1 a 20 (Ca) sono stabili se il numero di neutroni è uguale al numero di protoni.
Quando Z è maggiore di 20, il numero di neutroni eccede leggermente il numero di protoni.
Quando Z è maggiore di 82 (Hg), gli isotopi sono instabili.
Decadimento radioattivo
Nel tempo gli atomi instabili perdono pezzi finchè non diventano stabili: è il Decadimento radioattivo.
Il tempo necessario per dimezzare la quantità di isotopo radioattivo si chiama emivita.
Ad es. l’Uranio Z92 ha massa 238, la sua emivita è di 4,5 miliardi di anni, in questo lasso di tempo metà dell’uranio di partenza diventa piombo.
Nel Decadimento vengono liberate particelle alfa e beta.
Particella Alfa
La Particella Alfa è un isotopo dell’elio con 2 protoni e 2 neutroni.
Gli isotopi degli elementi più pesanti come uranio, plutonio, torio e radio emettono Particelle Alfa.
L’uranio perde una Particella Alfa e diventa torio.
La Particella Alfa viaggia solo per pochi centimetri nell’aria, perché reagisce fortemente con la materia.
Particella Beta
Le Particelle Beta hanno un raggio d’azione 10 volte maggiore delle particelle alfa, ma hanno un
decimo del loro potere ionizzante.
Esistono 2 tipi di Particelle Beta: Beta negativa è l’elettrone e Beta positiva è il positrone.
Il positrone ha la stessa massa dell’elettrone ma diversa carica elettrica.
Nel decadimento Beta negativo, un neutrone si trasforma in un protone, un elettrone e un antineutrino elettronico.
Nel decadimento Beta positivo, un protone e un antineutrino elettronico si trasformano in un neutrone e un positrone.
Particella Gamma o fotone
I raggi gamma dei decadimenti radioattivi vengono emessi sotto forma di fotoni.
Il fotone è un tot di energia, il fotone è sia onda che particella, ma senza massa. Il fotone corre nello spazio alla velocità della luce per sempre, finchè non viene assorbito da un’altra particella.
La lunghezza d’onda del fotone è 3 x 10 alla meno 13 metri.
La lunghezza d’onda del fotone è molto inferiore al diametro di un atomo che infatti misura 10 alla meno 10 metri.
I fotoni non essendo dotati di massa sono i raggi meno ionizzanti.
I fotoni non reagiscono con la materia e questo li rende più penetranti delle particelle alfa e beta.