La nucleosintesi è l'insieme dei processi di formazione degli elementi chimici presenti in natura.
Si suppone che la sintesi primordiale, a partire dall'Idrogeno, abbia prodotto elementi leggeri, quali l'Elio, aventi numero atomico Z < 6.
Gli elementi chimici esistenti in natura con numero atomico Z > 6 sono stati prodotti successivamente all'interno delle stelle, in cui le temperature sono tali da permettere l'innesco di reazioni di fusione termonucleare.
L’Idrogeno primitivo è stato convertito in Elio fino al raggiungimento della temperatura di 108 K, oltre la quale è iniziata a sua volta la combustione di Elio, utile alla formazione di isotopi di Carbonio e di Ossigeno.
Alla temperatura di 109 K tutto l'Idrogeno viene consumato e si innescano le reazioni di combustione di Carbonio ed Ossigeno con la produzione di elementi più pesanti, come 20Ne, 24 Mg, 28 Si.
Alla temperatura di 3.5 x 109 K ha inizio la combustione del Silicio (28Si), due nuclei dei quali si combinano a
formare 56Ni , il quale emette due positroni trasformandosi in 56 Co ed infine in 56 Fe.
La catena di reazioni di fusione nucleare, che implica la coalescenza dei nuclei più piccoli per dare nuclei intermedi, si sussegue in tempi diversi, sempre più brevi: occorrono milioni di anni per ottenere 1'Elio dall’Idrogeno, mentre il Silicio brucia in Ferro nel giro di qualche minuto.
In generale i processi di fusione sono esotermici: ad ogni combustione corrisponde un'emissione di energia positiva pari alla differenza tra 1'energia di legame (energia richiesta per rompere un legame formando atomi neutri) iniziale e finale degli stati in questione.
Il Ferro è l'elemento con la più alta energia di legame per nucleone e le sue reazioni di fusione portano la stella ad una perdita di energia, per cui una volta prodotto il nucleo di Ferro, ogni ulteriore meccanismo di sintesi nucleare sottrae energia all'ambiente poiché le reazioni sono essenzialmente endotermiche.
Nella figura è indicato l'andamento dell'energia di legame per nucleone.
In virtù della relazione di Einstein
2
E = mc
dove E = energia in joule
m = massa in chilogrammi
c = costante di velocità della luce
un difetto di massa è equivalente ad un difetto di energia.
Poiché la massa di un nucleo è sempre minore della somma delle masse di neutroni e protoni che lo compongono, il nucleo ha energia inferiore rispetto alle particelle isolate di una quantità uguale alla differenza di massa. Pertanto il difetto di massa dà una misura dell'energia di legame dei nucleoni ed è uguale all'energia liberata con la formazione del nucleo.
Ad esempio, il 56 Fe è costituito da 26 protoni e 30 neutroni.
La massa del protone è 1.00728 uma, quella del neutrone è 1.00866 urna, mentre quella dell'elettrone è 0.0005486 uma.
Con calcoli empirici riferiti al difetto di massa si ottiene per 56 Fe un'energia di legame nucleare pari a 8.79 MeV per nucleone.
L'ulteriore evoluzione, dopo la formazione di 56 Fe, crea stati di instabilità, rapide contrazioni ed esplosioni, che pongono termine alla vita di stelle la cui massa deve essere pari ad almeno 10 volte la massa solare.
L'evoluzione di stelle con massa inferiore è stata arrestata prima della formazione di 56Fe dalla degenerazione elettronica al centro della stella.
Per quanto riguarda la formazione di elementi più pesanti del Ferro si ricorre al processo di cattura di neutroni attraverso reazioni che non sono ostacolate dalla barriera repulsiva elettrica (barriera coulombiana)
I nuclei del Ferro agiscono come centri di aggregazione di neutroni diventando instabili, emettendo successivamente un elettrone (decadimento beta).
Schematicamente i principali meccanismi di cattura neutronica vengono classificati come processi S (slow) e processi R (rapid).
Se è presente un gran numero di neutroni liberi, un solo nucleo può catturarne alcuni prima di avere il tempo di decadere attraverso l'emissione di un elettrone. La rapida cattura di neutroni è chiamata processo R e avviene nelle fasi esplosive di una stella in meno di un secondo.
Se il flusso di neutroni è di piccola portata, cosicché ogni nucleo instabile abbia il tempo di decadere prima di catturare un neutrone successivo, la situazione viene descritta come processo S.
La figura mostra il cammino nel piano (N, Z) per i processi S ed R a partire dal "nucleo seme” 56 Fe.
Ad esempio, se aggiungiamo neutroni uno per volta al 56 Fe, si ottiene successivamente 57Fe, 58Fe, 59Fe (instabile).
Nel processo R si formano successivamente 60 Fe e 61Fe , che decade in 61Co in sei minuti circa.
Nella sintesi del processo S, il 59 Fe decade in 59Co prima di poter raccogliere dal mezzo un neutrone libero.
I processi S producono elementi dal Fe al Bi (A = 210), quelli R raggiungono masseatomiche maggiori e permettono cosi anche la formazione dell'Uranio e di altri nuclei di A > 230
Gli elementi Transuranici (che hanno il numero atomico superiore all'Uranio e vengono detti anche Attinidi ) sono i meno stabili e sono sintetizzati nelle ultime fasi di vita di una stella.
Le abbondanze degli elementi chimici formatisi nelle stelle si possono determinare attraverso l'identificazione delle righe spettrali.
Quando nello spettro di un corpo celeste si trova una riga corrispondente alla transizione appartenente ad un determinato elemento chimico analizzato ad una determinata lunghezza d'onda in laboratorio di una sostanza nota, possiamo dedurre informazioni sulla composizione chimica dell'atmosfera stellare stessa.
La figura mostra le abbondanze degli elementi chimici in natura secondo le misurazioni più recenti.
Per approfondire:
