Polvere di stelle

Ma quanto siamo vecchi in realtà?

Siamo finalmente giunti ai capitoli riguardanti le curiosità nucleari dopo che abbiamo capito i fondamenti del nucleo, della fissione e della fusione. Durante questo percorso abbiamo visto come, ammesso di avere le condizioni necessarie, è possibile tramutare un elemento chimico in un altro, ovvero cambiare il numero di protoni e neutroni che abitano il nucleo di un atomo cambiandone la sua specie. Principalmente abbiamo visto due grandi processi in cui è possibile fondere insieme nuclei piccoli per ottenerne uno più grande oppure spaccare in due parti un nucleo grande per ottenerne due di dimensioni più normali. Abbiamo anche visto che esiste una condizione di stabilità nucleare caratterizzata da un giusta proporzione di neutroni e protoni: quando un nucleo contiene troppi protoni allora tende a tramutarli in protoni attraverso il decadimento beta -, avviene il contrario (beta +) quando un nucleo contiene troppi protoni rispetto a neutroni. Ma da dove arrivano tutti gli atomi che ci compongono? Per rispondere a questa domanda dobbiamo fare parecchi passi indietro e iniziare proprio dal...

Il Big Bang e la nucleogenesi primordiale

In principio era il Big Bang. E il Big Bang era una singolarità di densità e temperatura all'epoca di Planck. E il Big Bang d'improvviso subì l'inflazione cosmica, si espanse esponenzialmente ed era un plasma di quark e gluoni oltre che di coppie di particelle e antiparticelle.

Queste frasi sembrano un po' tratte da un romanzo fantasy, ma purtroppo, come scienziati, abbiamo ancora troppi pochi indizi di come andarano realmente le cose durante quei primissimi istanti del nostro universo. All'età di un secondo, il destino dell'universo aveva già preso una via precisa, la materia avrebbe dominato sull'antimateria, ma dobbiamo aspettare ancora qualche intensissimo minuto prima di vedere la formazione del primo nucleo di deuterio e di elio, i più piccoli fatta eccezione per l'idrogeno che è solo un protone. È così che ebbe inizio la nucleogenesi, ovvero la formazione primordiale dei nuclei, di quei mattoncini con i quali tutto è costruito e che tutto costruiscono. Non tutti gli elementi furono creati durante la nucleogenesi primordiale, ma solo i più leggeri come gli isotopi dell'idrogeno, dell'elio e del litio oltre che alcuni radioisotopi del berillio. Poi il processo si arrestò, la temperatura dell'universo divenne troppo fredda per sostenere altre fusioni nucleari e gli elementi più pesanti non poterono essere più creati.

E tutti gli altri elementi?

Come per esempio l'ossigeno e il carbonio che tanto necessitiamo per la nostra vita? Per loro non c'era più temperatura a sufficienza nell'universo primordiale. In particolare per il carbonio che avendo 12 nucleoni lo si ottiene attraverso una fusione di tre nuclei di elio (aka particelle alfa), processo molto lento per il fatto che richiede l'interazione tra tre corpi.

Per la nascita di tutti gli altri dobbiamo aspettare fino alla formazione della prima stella, circa un centinaio di milioni di anni dopo. Come abbiamo già visto nel capitolo sulla fusione, ogni stella è una centrale nucleare a fusione in cui il plasma è confinato grazie all'attrazione gravitazionale che lo tiene compatto. Ogni stella si comporta come un piccolo Big Bang solo che l'espansione e il rallentamento sono molto più lenti e continuerà a bruciare tutto il combustibile disponbile.

La fusione ha un bilancio energetico positivo - ovvero produce energia - fin tanto che il prodotto finale ha massa inferiore a quella del ferro o del nickel. Quello che avviene sulle stelle è una fusione a catena che parte dagli elementi più semplici, come la fusione dell'idrogeno a dare elio, su su fino alla produzione degli elementi più pesanti. Ecco che abbiamo la nucleosintesi stellare. Le stelle sono delle fonderie molto ordinate: prima si fonde tutto l'idrogeno, poi tutto l'elio, poi il litio e così via. La resa energetica di questi processi tende a diminuire con il crescere del prodotto finale e di conseguenza anche la durata di ciascuna fase tende ad accorciarsi. Se prendiamo una super nova con una massa pari a 25 masse solari, allora mentre la sua fase ad idrogeno durerà circa 10 milioni di anni, la fase a combustione del silicio (a dare ferro e nickel) durerà solo qualche giorno.

E dal ferro in su?

Sappiamo che la natura è molto attenta al consumo energetico. Generalmente non accade nulla a meno che non apporti un guadagno netto di energia. Fatta questa premessa sembrerebbe essere impossibile la formazione di atomi più grandi del ferro. In realtà, la situazione molto caotica che si presenta nel cuore di una stella fa si che protoni, neutroni e anche nuclei leggeri possano venire fortemente accelerati e accidentalmente scagliati contro altri nuclei. In tal caso è possibile la formazione dei nuclei più cicci che altrimenti non esisterebbero. La prova di questa tipologia di nucleosintesi è arrivata agli inizi del 1950 quando per la prima volta fu rivelato nello spettro di una supernova l'impronta caratteristica del tecnezio-99 (Tc-99). Questo elemento la cui massa è quasi il doppio di quella del ferro, è radioattivo con emivita pari a 213 mila anni e quindi molto breve comparata a quella di una stella. La presenza di Tc nelle supernove può essere spiegata solo attraverso uno di questi due processi: il bombardamento di molibdeno con deuterio, oppure attraverso la fissione dell'uranio. In entrambi i casi è necessario che sulla stella siano stati prodotti elementi più grandi del ferro.

Un altra possibilità è quella della nucleosintesi esplosiva che avviene durante le fragorose esplosioni di stelle. In quei casi, quando un'inimmaginabile quantità di energia viene rilasciata nell'universo, eventi di fusione di elementi pesanti avvengono regolarmente e nella polvere di stella che viene sparata lontano milioni di anni luce si possono trovare tutti questi elementi.

Ecco che scopriamo che in fondo noi, come esseri umani, non saremmo mai potuti esistere senza questa sottile polvere di stelle.