Rielaborazione e sintesi: prof. Mariantonia Resnati e Classe 4F

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1 Progetto: A che tante facelle? L Origine degli elementi nelle Stelle Rielaborazione e sintesi: prof. Mariantonia Resnati e Classe 4F L osservatore attento rimane stupito dal impressionante combinazione di eventi che hanno dato origine agli Elementi e alla loro possibilità di organizzazione nella Vita

2 La fabbrica degli elementi In principio era il caso. Questa citazione, tratta da un romanzo di Luke Rhinehart, richiama in un unica frase, una lunga cascata d eventi: «per caso» il nostro Universo è sbocciato da una fluttuazione del vuoto o, almeno, dall esplosione di un agglomerato superdenso, portando con sé anche l idea del tempo; «casuali» sono le incessanti mutazioni che permettono l evoluzione degli esseri viventi; ancora la «casualità» sta alla base di tanti microeventi che condizionano la nostra esperienza individuale, come infiniti «sentieri che si biforcano».

3 Qual ora ci dovesse capitare di rimirar le stelle durante una passeggiata serale, dovremmo riservare qualche pensiero amichevole per quelle palle incandescenti che vagano silenziose nell immensitá dell Universo. Perché, in un certo senso, stiamo guardando i nostri antenati: gli esseri umani, come tutte le altre creature sulla Terra, e la Terra stessa, sono figli delle stelle! La maggior parte degli elementi di cui siamo fatti o che ci consentono di vivere: carbonio, ossigeno, azoto, idrogeno e molti altri, si sono originati nelle stelle.

4 Viaggio nel Big Bang Primordiale storia del Universo t=0 La teoria del Big Bang, avvenuto circa 14 miliardi di anni fa descrive l'evoluzione dell'universo, non parla né dell'inizio né di quello che esisteva prima del Big Bang. 0 < t s. Il modello non può dire nulla su ciò che ha dato luogo al Big Bang, perché avvicinandoci alla singolarità iniziale non valgono più le leggi fisiche conosciute. All istante zero, l Universo doveva essere concentrato in un volume più piccolo di un atomo, con densità pressoché infinita e a una temperatura di miliardi di gradi 1032 K. Si suppone che le quattro forze fondamentali (gravitazionale, elettromagnetica, nucleare forte e debole) fossero unificate in una sola: (G.U.T. = Grand Unification Theories) Teorie della Grande Unificazione

5 10-43 s < t < s Mentre l Universo era contraddistinto da una temperatura di K, l interazione gravitazionale si separava dalle altre forze ancora unificate fra loro in un miscuglio di materia e di radiazione. I fotoni, in continua interazione con la materia, venivano assorbiti non appena emessi e, i neutrini, erano in equilibrio termico con il brodo primordiale, o plasma. Si crearono allora, quelle condizioni per le quali, coppie di fotoni (raggi gamma) si scontrarono e si trasformarono in una coppia elettrone-positrone: la radiazione originò materia ed antimateria.

6 10-34 s < t < s Quando la temperatura scese sotto un certo valore critico, a causa dell espansione, espansione, l annichilazione prevalse sulla formazione di coppie e- e+, tutti gli elettroni e i positroni avrebbero dovuto annichilarsi. Secondo questo schema, la materia di cui siamo composti, non si sarebbe dovuta formare e l Universo l dovrebbe essere, ancora oggi, solo energia. Ma per una causa ancora ignota, avvenne una lievissima prevalenza della materia sull antimateria: da questo piccolo residuo scaturì tutta la materia di cui è composto l Universo osservabile

7 Alla fine dell'epoca GUT un espansione rapida, inflazione, avrebbe fatto aumentare il volume dell Universo, il cui raggio sarebbe passato, in secondi, da metri a 10 centimetri. La temperatura sarebbe scesa rapidamente fin quasi lo zero assoluto s < t 10-5 s finì l'epoca elettrodebole (forza nucleare debole ancora unita alla forza elettromagnetica), le quattro forze fondamentali si separarono completamente. L'Universo era un miscuglio di neutrini, gluoni, antimateria, elettroni e quark che, perdendo la loro libertà si sarebbero confinati in neutroni e protoni: epoca degli adroni

8 s < t 1 s Nel primo secondo il raggio dell'universo raggiunse la dimensione di qualche anno-luce. Le energie cinetiche delle particelle di materia erano più elevate delle energie relativisticamente corrispondenti alle loro masse: l energia l dell Universo era equamente distribuita fra radiazione e particelle. Coppie di elettroni e positroni potevano annichilirsi in fotoni e i fotoni, avendo un energia sufficiente, materializzarsi in coppie elettrone-positrone Ma a causa dei fotoni troppo energetici, non si potevano formare atomi stabili.

9 1 s < t 102 s Quando la temperatura scese sotto i K, neutroni e protoni si combinarono a formare nuclei leggeri. Il processo è detto nucleosintesi. Protone Neutrone 102 s < t 1010 s L atomo più semplice iniziava ad acquistare una certa stabilità: : elettroni e protoni prima liberi nel plasma riuscirono a combinarsi per formare qualche atomo neutro d idrogeno. d I fotoni erano meno energetici, un protone e un neutrone collisero e si unirono a formare un nucleo di deuterio. Formazione di nuclei

10 10 10 s< t s Quando la temperatura si portò a poche migliaia di gradi e la densit nsità scese intorno a g/cm 3, l equilibrio l termodinamico provocato dallo scambio energetico fra radiazione e particelle si ruppe, i fotoni staccatisi tisi dalla materia (disaccoppiamento dei fotoni), si distribuirono viaggiando nell Universo ormai trasparente alla luce che, cessò di essere opaco. La radiazione cosmica di fondo (che contiene circa 420 fotoni fossili per cm³) si propagò in tutto l'universo e divenne l'unica luce presente

11 10 13 s< t La materia ormai completamente disaccoppiata dalla radiazione, cominciò a strutturarsi in forma stabile. Iniziò così la prima infanzia degli oggetti che oggi popolano l Universo. l Nella radiazione cosmica di fondo, oggi possiamo osservare che sono presenti piccole disomogeneità, piccolissime variazioni di densità, che rappresentano le tracce degli originari luoghi di aggregazione delle galassie.

12 La formazione di tutti gli elementi diversi dall idrogeno e dall elio, fino al ferro, è avvenuta e avviene ancora oggi, nei nuclei delle stelle, formatesi all interno di nebulose. Le stelle e gli altri corpi celesti si raggruppano in grandi strutture: le galassie e gli ammassi di galassie

13 Dove stanno le fucine degli elementi? Nelle Nebulose, regioni polverose delle galassie, in cui la densità di materia è minima, composte per il 90 % da Idrogeno. Al loro interno, per cause esterne, si possono innescare moti turbolenti che portano all aggregazione della materia. Con l addensamento si ha la contrazione: l energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica, il che porta ad un aumento della temperatura.

14 Nebulosa di Orione

15 Dalla contrazione di enormi nubi di gas e polveri, sotto l azione della forza gravitazionale nascono le protostelle, stelle in formazione con emissione di radiazioni infrarosse. Le nebulose continuano ad attirare altro materiale, lo spazio per le particelle si riduce e, riducendosi, aumenta la densità e la temperatura. Quando la temperatura al centro ha raggiunto i 5 o 6 milioni di gradi si innescano le reazioni di fusione termonucleari

16 La contrazione prosegue fino a giungere alla temperatura di 15 milioni di K. Si può così innescare il processo termonucleare di trasformazione dell idrogeno in elio. La stella giunge così ad una fase di stabilità durante la quale (ormai adulta) si trova sulla sequenza principale del diagramma H - R. La sua permanenza nella sequenza principale dipenderà da quella che era la massa iniziale della nebulosa da cui si è formata.

17 Formazione dei nuclei degli elementi chimici semplici La catena protone-protone è un processo nucleare che trasforma idrogeno (protoni) in nuclei di elio. Avviene nella maggior parte delle stelle, compreso il Sole. Nel primo passaggio due nuclei di idrogeno 1 H (protoni) si fondono per formare deuterio 2 H, rilasciando un positrone ed un neutrino 1 H + 1 H 2 H + e + + neutrino Il positrone si annichila immediatamente con un elettrone e, le loro energie di massa sono trasformate in raggi gamma. e + + e γ Dopo la sua produzione, il deuterio, si può fondere con un altro idrogeno per produrre un isotopo leggero dell'elio. 3 He: 2 H + 1 H 3 He + γ Da qui l ultimo passaggio porta all'isotopo stabile dell'elio 4 He.

18 La fusione dei due nuclei instabili di 3 He, forma l isotopo l stabile dell'elio 4 He, con nuova liberazione di due protoni e raggi gamma 3 He + 3 He 4 He H + γ Atomo di elio

19 Il ciclo CNO è il processo per cui, partendo da quattro protoni, avviene la produzione di una particella alfa (cioè un nucleo di elio) più due positroni e due neutrini, con rilascio di energia sotto forma di raggi gamma. I nuclei di carbonio, azoto e ossigeno, dai quali il ciclo trae il nome, svolgono il ruolo di catalizzatori nella combustione nucleare dell'idrogeno. Esso ha luogo nelle zone degli interni stellari in cui si ha combustione di idrogeno a temperature sufficientemente alte da renderlo efficiente. 12 C + 1 H 13 N + γ 13 N 13 C + e + + neutrino 13 C + 1 H 14 N + γ 14 N + 1 H 15 O + γ 15 O 15 N + e + + neutrino 15 N + 1 H 12 C + 4 He

20 Il processo tre alfa è il processo per cui tre nuclei di elio (particella alfa) sono trasformati in carbonio. Questa reazione di fusione nucleare può avvenire solo in ambienti che siano ricchi di elio, sottoposti a pressioni elevate e a temperature superiori a gradi. Avviene solo quindi all'interno di stelle in stadio di evoluzione avanzato, dove l'elio prodotto dalla catena protone-protone e dal ciclo carbonio azoto - ossigeno si è accumulato al centro della stella. 4 He + 4 He 8 Be 8 Be + 4 He 12 C + γ

21 Il processo di fusione del carbonio è una reazione di fusione nucleare che avviene nelle stelle massicce (almeno 4 volte la massa del Sole alla nascita) quando hanno esaurito tutti gli elementi più leggeri nel loro nucleo. Richiede elevate temperature (6 108 K) La reazione è la seguente: 12 C + 12 C 24 Mg + γ 23 Mg + n 23 Na + 1 H 20 Ne + 4 He 16 O He La fusione del carbonio inizia quando l'elio del nucleo si esaurisce, in questo stadio cessa la produzione di energia che compensa la forza attrattiva gravitazionale e il nucleo collassa, aumentando così la sua temperatura e densità fino a raggiungere il punto di accensione del carbonio. Ciò provoca un ulteriore aumento della temperatura del nucleo che coinvolge anche gli strati attorno, nei quali possono accendersi le reazioni di fusione dell'elio che si trova ancora in questo strato. La stella aumenta le sue dimensioni e diventa una supergigante rossa. Esaurito anche il carbonio, dopo qualche migliaio di anni, si innesca un nuovo processo di contrazione che riscalda il nucleo fino al punto di accensione del Neon

22 Il processo di fusione del neon è un insieme di reazioni di fusione nucleare basate sul Neon che avvengono in stelle massicce (almeno 8 volte la massa del Sole) La fusione del Neon avviene dopo che il processo di fusione del carbonio ha consumato tutto il carbonio nel nucleo creando un nuovo nucleo di Ossigeno Neon - Magnesio 20 Ne + γ 16 O + 4 He 20 Ne + 4 He 24 Mg + γ Esaurito il Neon, il nucleo si raffredda nuovamente dando inizio ad una nuova fase di compressione gravitazionale che incrementa la densità e la temperatura finché non inizia il processo di fusione dell'ossigeno.

23 Il processo di fusione dell'ossigeno è una reazione di fusione nucleare che avviene in una stella massiccia quando questa ha esaurito gli elementi più leggeri nel proprio nucleo. Tutte le reazioni seguenti possono avvenire, anche se la più probabile è quella che produce il Silicio 16 O + 16 O 32 S + γ 16 O + 16 O 31 S + n 16 O + 16 O 31 P + 1 H 16 O + 16 O 28 Si + 4 He 16 O + 16 O 24 Mg He Il processo di fusione del silicio è una reazione di fusione nucleare che avviene nelle stelle di massa molto grande 28 Si + 28 Si 56 Ni + γ 56 Ni 56 Co + e + + neutrino 56 Co 56 Fe + e + + neutrino

24 Il processo di fusione del silicio è estremamente rapido; una stella mediamente brucia il silicio accumulato nelle fasi precedenti in un solo giorno. Questo è anche l'ultimo passo nella vita di una stella, in quanto il prodotto finale, il Ferro-56, è uno degli isotopi più stabili dell'universo. La fusione non può procedere ulteriormente, se non tramite processi endotermici (quali la cattura di neutroni ) Il nucleo della stella non può più produrre energia quindi si raffredda; la contrazione gravitazionale non è più compensata dalla produzione di energia e il collasso della stella è inevitabile. Tutto termina con l'esplosione di una supernova e la formazione di una stella di neutroni, o di un buco nero, se la stella è sufficientemente massiccia