La formazione degli elementi, cioè la nascita degli atomi che compongono la Terra inizia già dal Big Bang e continua tuttora. Prima di procedere ricordo che Z è il numero atomico, cioè il numero di protoni del nucleo.
Nucleosintesi Primordiale nel Big Bang
La Nucleosintesi Primordiale avviene durante il big bang, è la prima fase generativa degli elementi, in cui si formano i nuclei degli elementi leggeri con Z= 1 (idrogeno), 2 (elio) e forse 3 (litio).
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 (Z1).
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. 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 che non esista da sempre come qualche filosofia potrebbe speculare.
L’ Universo man mano che si allargava, riduceva la sua temperatura da 10^9 a 10^7 gradi Kelvin. Sotto 10^9 K il protone riduce la sua energia cinetica, cioè gli urti contro altri protoni, e sopra 10^7 K è possibile la fusione dell’Idrogeno in Elio.
La trasformazione dall’idrogeno all’elio avviene con la Reazione pp protone-protone: da 2 idrogeni ottieni un deuterio, che con un altro idrogeno diventa elio-3, due Elio-3 diventano Elio-4 formato da 2 protoni e 2 neutroni. Mentre avviene la reazione vengono liberate piccole particelle i positroni e i neutrini e una grande quantità di energia, infatti 1 grammo di deuterio libera l’energia di 11 tonnellate di carbone.
Procedendo nel raffreddamento due nuclei di deuterio si fondono fra loro per formare un nucleo di Elio.
Il nucleo di Elio è molto più stabile del deuterio, ed è formato da 2 protoni e 2 neutroni.
Litio (Z3) e Berillio (Z4)
Tre minuti dopo il big bang compare il Litio e poi forse il Berillio.
Nell’Universo c’è pochissimo Litio, perché dentro una stella a temperatura basse (10 alla 6°K) il Litio entra nella produzione dell’elio.
Al termine della Nucleosintesi Primordiale l’Universo era fatto per 3/4 da idrogeno e per il resto da elio, in massa, ma la temperatura era ancora alta per permettere che gli elettroni si avvicinassero, per cui era tutto allo stato di plasma.
La formazione dell’elio continua attualmente nelle stelle piccole. Una stella con piccola massa, come il Sole, brucia idrogeno più lentamente di una stella con massa maggiore che brucia elementi più pesanti.
Epoca della ricombinazione: l’Atomo
Dopo 380-400 milioni di anni la temperatura scende a 5000-4000 °K, ora i nuclei degli atomi possono combinarsi con gli elettroni per formare gli atomi nella struttura che conosciamo: nucleo centrale e nuvola di elettroni (verde).
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.
Ancora adesso, dopo 13,8 miliardi di anni l’Universo mantiene le stesse proporzioni di H 3/4 (73,9%) ed He 1/4.
Dopo un milione di anni le Protostelle
Dopo 1 miliardo di anni si formano le prime stelle, in cui avviene la nucleosintesi stellare.
Nucleosintesi Stellare
Se la massa della stella è > 0,25 O, nella parte più interna della stella si raggiunge una temperatura di 10^8 K, che fonde l’elio. Intanto nella parte più esterna della stella dove le temperature sono inferiori, continua la fusione dell’idrogeno.
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.
Nelle stelle più grandi le temperature sono maggiori e vengono prodotti elementi più pesanti, 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 (He), 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) e liberazione di due fotoni gamma.
Nel Processo Tre Alfa si ottengono grandi quantità di carbonio.
Processo Tre Alfa produce l’Ossigeno (Z8), Ne, Na, Mg,
Se la massa della stella è > 4 O, nella parte più interna siamo a 6 x 10^8 K, che fonde il C12, e sempre per aggiunta di particelle alfa si produce ossigeno, neon, sodio, magnesio.
Processo Alfa produce elementi con Z 22: Si, S, Ar, Ca e Ti
Se la massa della stella è > 10 O, la temperatura è 2 x 10^9 K, fonde l’ ossigeno e si forma silicio, fosforo e zolfo.
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 titanio (Z 22).
Produzione di Fe e Ni
Infine a 4 x 10^9 K, fonde il silicio, e si forma ferro e nichel.
Il processo di aggiunta di elio si arresta quando si giunge al nickel (Z28), prodotto sempre in piccolissime quantità in quanto il nickel decade in ferro (Z26).
Stella a cipolla
Una stella con massa 10 O è una stella a cipolla, a strati di fusione contemporanea, dove nel cuore troviamo il ferro e poi man mano andando verso l’esterno, vediamo bruciare il silicio, l’ossigeno, il neon, il carbonio e infine l’idrogeno.
Morte della stella
Se esplode una stella più piccola, 0,3-8 O, abbiamo una gigante rossa, che poi esaurita resta una nana bianca, se invece muore una stella grande abbiamo il fenomeno della supernova.
Quando tutto il silicio è bruciato, diventando nichel, la stella si spegne, si contrae, implode per collasso gravitazionale, in questo momento si forma la supernova, la stella ipercompatta di neutroni e se la massa è molto grande si forma un buco nero.
Praticamente con la fusione del silicio siamo arrivati al capolinea della vita della stella.
La supernova
La supernova è una stella a fine carriera con massa 10 O.
La stella, a temperature altissime 10 alla 9°K, brucia tutto il Silicio in meno di un giorno trasformandolo in Ni che per decadimento beta in una settimana diventa Co-56 e in 77 gg diventa Fe-56, l’isotopo più stabile del ferro.
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.
La supernova esplode, la stella spenta viene frantumata e scagliata nello spazio.
L’esplosione mette a disposizione tanta energia, che gli elementi piccoli vengono utilizzati come mattoni per formare elementi più grandi fino a Z >100.
L’esplosione libera nuovamente nell’Universo gli atomi, che però ora non sono più solamente Idrogeno ed Elio ma Ferro, Oro, Uranio…
I raggi cosmici
Le supernove e altri fenomeni emettono raggi cosmici, composti da protoni e particelle alfa.
Per pochi giorni il decadimento beta libera tanta energia luminosa che ci permette di vedere una nuova stella più luminosa anche di Venere, tutto per un istante nella lunga notte dell’Universo.
Nucleosintesi cosmogonica.
L’evoluzione delle stelle produce tutti gli elementi fino al nichel, tranne i piccoli litio, berillio e boro che sono prodotti dal continuo bombardamento dei raggi cosmici sugli altri elementi più pesanti presenti sulla superficie terrestre.
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
La fine di una gigante rossa e di una supernova libera grandi quantità di energia che permettono due Reazioni Endotermiche, cioè reazioni che assorbono energia: processo lento Slow e processo Rapido, da cui si formano gli atomi più pesanti in assoluto.
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.
Man mano che il nucleo ingrandisce, diminuisce l’energia di legame dei nuclidi (protoni e neutroni).
Infatti per ogni milione di nuclidi abbiamo 909.964 H-1, 88.714 He-4, 477 O-16, 326 C-12, 102 N-14, 100 Ne-100, i restanti 317 nuclidi formano tutto gli altri elementi.
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.