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Origine degli elementi pesanti

La proprietà meno nobile della pietra filosofale, secondo gli alchimisti, era la trasmutazione del “vile metallo” in oro. Oggi, gli astrofisici vanno alla ricerca di quale fenomeno (o insieme di fenomeni) abbia prodotto tutto l’oro presente nel cosmo, così come l’origine di tutti gli elementi chimici più pesanti del ferro. Quegli elementi, cioè, che non vengono creati dalle normali reazioni termonucleari che fanno brillare una stella, bensì da processi più violenti, come varie tipologie di esplosioni stellari.

Gli scienziati del laboratorio nazionale Argonne del Dipartimento dell’Energia degli Stati Uniti (DOE) hanno condotto un esperimento internazionale di fisica nucleare condotto al CERN, l’Organizzazione europea per la ricerca nucleare, che utilizza nuove tecniche sviluppate presso Argonne per studiare la natura e l’origine di elementi pesanti nell’universo.

Lo studio può fornire approfondimenti interessanti sui processi che intervengono per creare nuclei esotici e testerà i modelli di eventi stellari e dell’universo primordiale.

tavola periodica

I fisici nucleari della collaborazione sono i primi ad osservare la struttura a guscio di neutroni di un nucleo con meno protoni del piombo e più di 126 neutroni e i cosidetti “numeri magici” nel campo della fisica nucleare.

Per i numeri magici 8, 20, 28, 50 e 126, i nuclei hanno una stabilità speciale, proprio come fanno i gas nobili. I nuclei con neutroni al di sopra del numero magico di 126 sono in gran parte inesplorati perché difficili da produrre. La conoscenza del loro comportamento è fondamentale per comprendere il rapido processo di cattura dei neutroni, o processo r , che produce molti degli elementi pesanti nell’universo.

Si ritiene che il processo r si verifichi in condizioni estreme come la fusioni di stelle di neutroni o supernovae. Questi ambienti ricchi di neutroni sono i luoghi in cui i nuclei possono crescere rapidamente, catturando i neutroni per produrre elementi nuovi e più pesanti prima di decadere.

Questo esperimento si è concentrato sull’isotopo di mercurio 207 Hg. Lo studio del 207 Hg potrebbe far luce sulle proprietà degli elementi vicini, nuclei direttamente coinvolti in aspetti chiave del processo r .

“Una delle più grandi domande di questo secolo è stata la modalità con cui gli elementi si sono formati all’inizio dell’universo”, ha detto il fisico di Argonne Ben Kay, il principale scienziato dello studio. “È difficile esplorare una supernova fuori dalla terra, quindi dobbiamo creare questi ambienti estremi e studiare le reazioni che si verificano in essi.”

Per studiare la struttura dell’ 207 Hg, i ricercatori hanno utilizzato per la prima volta l’ HIE-ISOLDE al CERN di Ginevra, in Svizzera. Lanciando un fascio di protoni ad alta energia contro un bersaglio di piombo fuso, le collisioni che hanno prodotto centinaia di isotopi esotici e radioattivi.

Quindi hanno separato i nuclei di 206 Hg dagli altri frammenti e hanno usato l’acceleratore HIE-ISOLDE del CERN per creare un fascio di nuclei con la più alta energia mai raggiunta in quella struttura. Hanno quindi focalizzato il raggio su un bersaglio al deuterio all’interno del nuovo ISOLDE Solenoidal Spectrometer (ISS).

“Nessun’altra struttura può creare fasci di mercurio di questa massa e accelerarli a queste energie”, ha detto Kay. “Questo, unito al potere risolutivo eccezionale della ISS, ci ha permesso di osservare per la prima volta lo spettro degli stati eccitati in 207 Hg.”

L’ISS è uno spettrometro magnetico di nuova concezione che i fisici nucleari hanno utilizzato per rilevare i nuclei di 206 Hg che catturano un neutrone e diventano 207 Hg. Il magnete solenoidale dello spettrometro è un magnete MRI superconduttore riciclato da 4 Tesla proveniente da un ospedale in Australia.

È stato trasferito al CERN e installato presso ISOLDE, grazie a una collaborazione guidata dal Regno Unito tra l’Università di Liverpool, l’Università di Manchester, il Daresbury Laboratory e collaboratori della KU Leuven in Belgio.

Il deuterio, un raro isotopo pesante di idrogeno, è costituito da un protone e un neutrone. Quando l’ 206 Hg cattura un neutrone dal bersaglio del deuterio, il protone rincula. I protoni emessi durante queste reazioni viaggiano verso il rivelatore nell’ISS e la loro energia e posizione forniscono informazioni chiave sulla struttura del nucleo e su come è tenuto insieme.

Queste proprietà hanno un’impatto significativo sul processo r , e i risultati possono fornirci informazioni importanti nei modelli di astrofisica nucleare.

L’ISS utilizza un concetto pioneristico suggerito da Argonne John Schiffer e fu costruito come lo spettrometro orbitale elicoidale del laboratorio, HELIOS – lo strumento che ha ispirato lo sviluppo dello spettrometro ISS.

HELIOS ha permesso l’esplorazione di proprietà nucleari che una volta erano impossibili da studiare, ma grazie a HELIOS, sono state eseguite ad Argonne dal 2008. La struttura ISOLDE del CERN può produrre fasci di nuclei che completano quelli di Argonne.

Nel secolo scorso, i fisici nucleari sono stati in grado di raccogliere informazioni sui nuclei dallo studio delle collisioni in cui i fasci di ioni leggeri colpivano obiettivi pesanti. Tuttavia, quando i raggi pesanti colpiscono obiettivi leggeri, la fisica della collisione risultava distorta e difficile da analizzare. Il concetto HELIOS di Argonne è la soluzione per eliminare tale distorsione.

“Quando hai una palla di cannone che colpisce un bersaglio fragile, la cinematica cambia e gli spettri risultanti vengono compressi”, ha detto Kay. “Ma John Schiffer ci spiega che quando la collisione si verifica all’interno di un magnete, i protoni emessi viaggiano a spirale verso il rivelatore e con un “trucco” matematico, si apre una compressione cinematica, mostrando uno spettro non compresso che rivela la struttura nucleare sottostante.”

Le prime analisi dei dati dell’esperimento del CERN confermano le previsioni teoriche degli attuali modelli nucleari e il team prevede di studiare altri nuclei nella regione dell’ 207 Hg usando queste nuove capacità, fornendo approfondimenti sulle regioni sconosciute della fisica nucleare e sul r -process.

I risultati di questo studio sono stati pubblicati in un articolo intitolato “ Prima esplorazione della struttura a guscio di neutroni sotto il piombo e al di là di N = 126 ” febbraio 13 in Physical Review Letters. La ricerca è stata sponsorizzata dall’Ufficio di fisica nucleare del DOE , dal Consiglio per le strutture scientifiche e tecnologiche del Regno Unito e dal Consiglio europeo della ricerca.

Collapsar

collapsar
Rappresentazione artistica di una collapsar. Crediti: Nasa Goddard Space Flight Centre

Solo pochi anni fa è stato provato sperimentalmente l’assunto teorico che la fusione di due stelle di neutroni porta alla creazione di diversi elementi più pesanti del ferro, atomi formati attraverso la nucleosintesi da processo r e dispersi nello spazio dall’esplosione detta di kilonova.

Lo studio pubblicato su Nature a firma di un terzetto di fisici della Columbia University di New York suggerisce che la maggior parte degli elementi più pesanti del ferro possano venire generati da una tipologia di esplosione stellare finora trascurata, le cosiddette collapsar (collapsing-star). Si tratta di vecchie stelle massicce – tipicamente 30 volte la massa del Sole – in rapida rotazione che arrivano a collassare sotto la loro stessa gravità, dando origine a un buco nero, esplodendo come supernove e sprigionando una quantità enorme di energia.

Secondo le simulazioni effettuate dal gruppo di ricerca al super-computer del centro di ricerca Ames della Nasa, fino all’80 per cento degli elementi pesanti presenti nell’universo potrebbe essere formato dalle collapsar.

Pur essendo molto rare, spiegano gli autori, sono molto ricche di elementi più pesanti del ferro; elementi che vengono lanciati a grande velocità nello spazio, raggiungendo regioni anche molto distanti dal punto dell’esplosione. Inoltre, le simulazioni restituiscono quantità e distribuzione di elementi chimici straordinariamente simili a quelle riscontrabili nel Sistema solare.

La fabbrica di elementi

Come si sono formati gli elementi pesanti? L’ultimo episodio della saga “Fusione nell’Universo” finiva con la produzione di ferro, ma l’avventura di sintesi nucleare, in cui si creano i nuclei atomici, non si ferma qui. Rinfreschiamoci la memoria.

Nei primi minuti dopo il Big Bang, la temperatura dell’Universo neonato si raffredò (fino a pochi miliardi di gradi!) permettendo la formazione di idrogeno ed elio. Le stelle passano la maggior parte della loro vita trasformando idrogeno in elio.

Solo quando la temperatura e la pressione diventano alte abbastanza, gli atomi di elio cominciano a fondere, formando nuovi elementi. Gli elementi più eleggeri si fondono successivamente insieme per produrre gli elementi più pesanti, fino al ferro 56.

Il ferro 56 ha il nucleo più stabile perchè ha la maggior energia di legame nucleare. La natura favorisce configurazioni stabili e perciò il processo di fusione, descritto nel nostro ultimo articolo, che ci porta dall’idrogeno fino a nuclei più pesanti e più stabili, non continuerà oltre il ferro 56.

Perciò, da dove arrivano gli elementi più pesanti come il piombo, l’argento, l’oro e l’uranio?Non c’è magia: l’Universo ha altri modi affiscinanti per produrre tutti gli elementi pesanti. Nell’alta temperatura e alta pressione di una stella, la fusione avviene spontameamente come rotolare giù da una collina (un processo che rilascia energia).

Tuttavia, questi nuovi meccanismi sono più laboriosi che scalare una collina (un meccanismo che richiede energia). Inoltre gli stadi successivi di sintesi nucleare sono piuttosto frenetici, in quanto coinvolgono catture ed esplosioni. Tre tipi di cattura sono coinvolti, due aventi a che fare con la cattura di neutroni (i processi s e r) e uno con la cattura di protoni (il processo p).

Origine degli elementi pesanti 1
Grafico dell’energia di legame: il grafico mostra l?energia di legame nucleare per nucleone (per esempio protone o neutrone) espressa in Mev (1MeV=1.6×10-13J). L?energia aumenta con l?aumentare del numero atomico, fino a quando raggiunge il suo massimo per il ferro 56. La sintesi nucleare dall?idrogeno al ferro 56 ? favorevole energeticamente e avviene per mezzo di successive fusioni. Se volete risalire il resto della tavola periodica, allora sono necessari nuovi meccanismi come il processo s, il processo r e il processo p. Notare che si pu? andare nella direzione opposta (dai nuclei pesanti verso quelli leggeri) per mezzo della fusione nucleare

La cattura neutronica

Un modo per creare elementi più pesanti del ferro 56 inizia quando neutroni extra collidono e si fondono con un nucleo esistente. In questo modo otteniamo nuclei arrichiti di neutroni e più pesanti ma con lo stesso numero di protoni o lo stesso numero atomico. Questi nuclei sono semplicemente isotopi più pesanti dell’elemento originale, per cui non abbiamo ancora raggiunto il nostro scopo di creare elementi più peanti ma differenti.

Tuttavia, il processo non è ancora finito. Questi nuovi isotopi possono essere stabili o instabili, a seconda del loro numero di protoni e neutroni. Se la cattura neutronica produce un isotopo instabile, allora può avvenire un decadimento radioattivo spontaneo.

Un tale decadimento è un “decadimento beta” in cui vengono emessi un elettrone e un anti-neutrino, così che uno dei neutroni del nucleo si converte in un protone. Il risultato di questa conversione è un nucleo con un protone in più e alcuni neutroni in meno. Siccome il numero di protoni è cambiato, questo processo ha prodotto un nuovo e differente elemento.

In questo processo di cattura neutronica seguito da un decadimento beta, è importante se la cattura iniziale del neutrone è lenta o veloce, relativamente al decadimento beta. I due casi, riferiti rispettivamente come il processo s e il processo r, producono differenti elementi e avvengono in circostanze diverse nell’Universo.

La cattura neutronica lenta: il processo s

Ogni cattura neutronica nel processo s converte un nucleo in un isotopo dello stesso elemento con un neutrone in più. Alla fine, questi singoli aumenti del numero di neutroni portano ad un isotopo instabile.

Siccome la cattura neutronica è relativamente lenta nel processo s, il nucleo instabile decade con un decadimento beta prima che un altro neutrone possa venir catturato. In altre parole, appena la prima configurazione instabile è raggiunta, un decadimento beta cambia il nucleo in uno con un protone in più e un neutrone in meno (vedi diagramma).

Dove possiamo trovare le giuste condizioni nell’Universo affinchè avvenga il processo s? Risulta che esso può avvenire durante le ultime fasi della vita di stelle simili al Sole. Noi già sappiamo la massa iniziale di una stella è paragonabile a quella del Sole, allora alla fine della vita la stella non ha più combustibile e si raffredda per diventare una nana bianca.

Prima che si raffreddi, vengono prodotti neutroni liberi (principalmente dal decadimento del carbanio e neon): sono abbondanti abbastanza per produrre elementi più pesanti attraverso la cattura lenta neutronica. In questo modo, sono prodotti elementi come il bario, il rame, l’osmio, lo stronzio, e il tecnezio.

Origine degli elementi pesanti 2
Esempi di processo s (sopra) e processo r (sotto). Ogni posizione sul diagramma rappresenta un possibile nucleo differente, con il numero di neutroni che varia orizzontalmente e il numero di protoni che varia verticalmente. Cos? ogni riga orizzontale rappresenta isotopi dello stello elemento. Nei percorsi indicati, uno spostamento verso destra corrisponde ad un neutrone acquisito dal nucleo. Uno spostamento in diagonale verso l?alto e a sinistra corrisponde ad un decadimento beta in cui in neutrone si trasforma in un protone, rilasciando un elettrone ed un anti-neutrino.
Origine degli elementi pesanti 3
Notare che la traccia orizzontale nel processo s ? pi? corta che nel processo r (nel processo s sono catturati meno neutroni); come conseguenza, anche il movimento in direzione verticale ? pi? corto (ci sono meno neutroni che possono essere convertiti in protoni)

La cattura neutronica veloce: il processo r

Se invece i neutroni sono prodotti ad alta velocità, allora i nuclei instabili che si sono formati hanno abbastanza tempo per inglobare molti neutroni che decadono successivamente a cascata in protoni (vedi diagramma): questo è come vengono sintetizzati in natura gli elementi coi numeri atomici più alti.

Scopriamo dove ha luogo nell’Universo il processo r. Come discusso nell’articolo precedente, quando la massa di una stella è più grande di circa otto masse solari, la temperatura e la pressione nel suo centro divengono abbastanza alte per innescare la fusione del carbonio ed ossigeno e per formare un nucleo di ferro.

Nella fase finale, l’interno di una stella è molto simile ad una cipolla (vedi diagramma): la parte più esterna è composta da idrogeno ed elio, mentre gli strati più interni consistono di nuclei progressivamente più pesanti, per le successive reazioni di fusione.

Origine degli elementi pesanti 4
La struttura a cipolla nello stadio finale di una stella massiccia: lo strato pi? esterno ? composto da idrogeno ed elio, mentre nuclei progressivamente pi? pesanti (fino al ferro) sono stratificati a causa delle successive reazioni di fusione.

Il ferro è troppo stabile per bruciare, perciò si accumula e il nucleo di ferro continua ad aumentare. Tuttavia c’è una massa limite (chiamata il limite di Chandrasekhar) oltre la quale il nucleo ferroso non può più crescere, in quanto la sua gravità diventa troppo forte.

A questo punto un collasso catastrofico contrae il nucleo (con gli strati più esterni del nucleo che raggiungono velocità fino a 250 milioni km/h), fino a quando la materia collassante rimbalza e tutta l’energia è trasferita agli strati più esterni in una esplosione titanica (vedi immagine). Questo fenomeno è chiamato un’esplosione di supernova, più precisamente una supernova di tipo II (SN II).

Le fasi differenti per supernove di tipo II: contrazione del nucleo, esplosione e resti della supernova
Le fasi differenti per supernove di tipo II: contrazione del nucleo, esplosione e resti della supernova

E’ nel nucleo ferroso di una SN II che collassa che avviene il processo r. Durante il collasso, elettroni e protoni si fondono per produrre neutroni e neutrini. Il flusso (il numero per unità di tempo e di area) di neutroni è così altro (dell’ordine di 1022 neutroni per cm2/s) che il nucleo ha tempo di catturare molti neutroni prima che avvenga il decadimento beta. L’oro, l’europio, il lantanio, il polonio, il torio e l’uranio sono alcuni degli elementi prodotti attraverso il processo r.

Cattura protonica

Un altro processo nel quale vengono prodotti nuclei più pesanti è quello via cattura di protoni (processo p). Tuttavia un nucleo grande che contiene molti protoni ha una carica positiva elevata, che respinge ulteriori protoni in avvicinamento.

Questa repulsione (la barriera di Coulomb) è molto alta e fa in modo che la cattura protonica sia un evento molto più raro che non la cattura neutronica. Per essere assorbito dal nucleo, un protone libero deve essere molto energetico, per cui questo processo avviene solo a temperature molto alte.

Dove possiamo trovare temperature abbastanza elevate per la cattura protonica? Diamo di nuovo un’occhiata alle stelle. Benchè il nostro sistena solare ha solo una stella, il Sole, un gran numero di stelle si trova in sistemi con almeno due stelle. Quando due stelle orbitano una attorno all’altra, formano un “sistema binario”.

Se le stelle sono abbastastanza vicine, è possibile per una stella con una grande attrazione gravitazione “rubare” gas alla sua stella compagna. Questo può accadere, per esempio, quando una stella massiccia, una stella nana compatta o una stella di neutroni, attira verso la sua superficie gas ricco di idrogeno proveniente dalla compagna.

Questo materiale fornisce un flusso di protoni liberi, caldi ed energetici abbastanza per superare la barriera di Coulomb e fondersi con altri nuclei. Lantanio, rutenio e samario sono elementi tipici prodotti nel processo p.

Conclusione

Abbiamo visto come gli elementi più pesanti sono prodotti per mezzo di vari processi, nonostante la fusione nucleare nelle stelle produca elementi solo fino al ferro 56. Questi processi di nucleosistesi, che involvono la cattura di neutroni o protoni e decadimenti radiottivi, avvengono in situazioni esotiche nell’Universo.

La cattura lenta neutronica può avvenire nella fase finale di stelle simili al Sole, prima che finiscano la loro vita come nane bianche. La cattura protonica è il risultato dell`inglobamento di gas proveniente da una sfortunata stella compagna da parte di una nana bianca o una stella di neutroni.

E la cattura neutronica veloce avviene durante il collasso stellare catastrofico che avviene poco prima della drammatica esplosione di una supernova di tipo II. Trasformando un elemento in un altro, questi affascinanti processi naturali ottengono quello che gli alchimisti medioevali non riuscirono a raggiungere: la trasformazione di metalli di base in oro (e in altri elementi).

Nonostante ciò, noi non possiamo biasimare gli alchimisti. I loro laboratori potevano essere ben equipaggiati, ma gli mancava un pezzo chiave: una esplosione di supernova.

 

Riferimenti e approfondimenti

  1. First Exploration of Neutron Shell Structure below Lead and beyond N=126Physical Review Letters, 2020; 124 (6) DOI: 10.1103/PhysRevLett.124.062502
  2. Nature “Collapsars as a major source of r-process elements”, di Daniel M. Siegel, Jennifer Barnes & Brian D. Metzger
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