l'Astrofilo gennaio 2012

EVOLUZIONE STELLARE ASTROFILO l’ Se fino a questo punto ogni reazione nu- cleare aveva prodotto energia, oltre il nichel- 56 la stella, in condizioni normali, non può andare, perché la creazione di elementi più pesanti sottrae energia invece di fornirla. Pertanto il nichel-56, che ha una vita media di circa 6 giorni, ha tutto il tempo di deca- dere (perdendo un protone) in cobalto-56, che dopo una vita media di circa 77 giorni decade a sua volta (sempre perdendo un protone) in ferro-56, un isotopo finalmente stabile, che rappresenta quasi il 92% di tutto il ferro dell’universo. Se nemmeno una stella molto massiccia può andare oltre la sintesi del ferro, come pos- sono esistere elementi ancora più pesanti? Quando nel cuore di una stella le reazioni termonucleari fra gli elementi più leggeri del ferro non sono più in grado di produrre una quantità di energia sufficiente a controbilan- ciare la pressione gravitazionale della massa stellare, questa collassa su sé stessa causando un repentino e immane aumento della tem- peratura interna. Ciò innesca nuove e co- piose reazioni fra i nuclei, dai più leggeri ai più pesanti, che finiscono col generare quasi istantaneamente un flusso di energia insop- portabile per la struttura dell’astro, che così esplode. L’energia scatenata nell’esplosione consente la sintesi di tutti gli elementi chi- mici naturali più pesanti del ferro, e si cal- cola che almeno la metà di quelli presenti nell’universo sia apparsa attraverso questo violento e rapidissimo processo, general- mente noto come “r-process” (dove la “r” sta per “rapid”). La restante metà si è vero- similmente originata con un processo meno violento e più lento (s-process, dove la “s” sta per “slow”), tipico delle fasi più avan- zate delle stelle giganti e supergiganti. Nel caso delle vecchie stelle dell’alone ga- lattico insolitamente ricche di metalli, non apparendo queste attualmente giganti (sono al contrario più simili al Sole) e non potendo quindi produrre nulla di più pesante del fer- ro, devono necessariamente aver acquisito oro, platino, uranio e quant’altro diretta- mente dall’ambiente esterno, a seguito del- l’esplosione di altre stelle. Dalle percentuali di metalli molto pesanti in esse riscontrate ri- spetto al ferro, sembrano esistere solo due vie attraverso le quali possono essersi ag- giunti alla composizione originaria di quelle stelle: o a seguito dell’esplosivo collasso in epoche più o meno remote di una vicinissima compagna, oppure attraverso un precedente Q uesto grafico mostra l'ener- gia di legame di vari ele- menti, ovvero l'energia neces- saria per rimuovere un nucleone (protone o neutrone) dal nucleo, la stessa rilasciata quando un nucleone è aggiunto al nucleo. Come si può vedere, elementi leggeri come l'idrogeno rila- sciano una grande quantità di energia quando i nucleoni ven- gono aggiunti (processo di fu- sione). Al contrario, elementi pesanti come l'uranio rilasciano energia quando i nucleoni ven- gono rimossi (processo di fis- sione). Anche se gli elementi con l'energia di legame più alta hanno 58 e 62 nucleoni, l'ag- giunta di 4 nucleoni al nichel-56 per produrre zinco-60 non rila- scia energia, anzi, la assorbe. Pertanto, il nichel-56 è l'ultimo prodotto di fusione creato nelle stelle di massa elevata.