L’osservatore attento rimane stupito dal’impressionante combinazione di L’osservatore attento rimane stupito dal’impressionante combinazione di eventi che hanno dato origine agli Elementi e alla loro possibilità di eventi che hanno dato origine agli Elementi e alla loro possibilità di organizzazione nella Vitaorganizzazione nella Vita

Progetto: “A che tante facelle?” L’Origine degli elementi nelle Stelle

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

La fabbrica degli La fabbrica degli elementielementi

“ 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».

Qualora 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.

Viaggio nel Big BangViaggio nel Big Bang→→ Primordiale storia del’Universo Primordiale storia del’Universo

t=0t=0La teoria del Big Bang, avvenuto circa 14 miliardi di anni fa descrive l'evoluzionedell'Universo, non parla né dell'inizio né di quello che esisteva prima del Big Bang.

0 < t ≤ 100 < t ≤ 10-43 -43 s.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

10-43 s < t < 10 -34 s

Mentre l’Universo era contraddistinto da una temperatura di 10 28 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.

10-34 s < t < 10 -10 sQuando la temperatura Quando la temperatura scese sotto un certo valore scese sotto un certo valore critico, a causa critico, a causa dell’espansione, dell’espansione, l’annichilazione prevalse l’annichilazione prevalse sulla formazione di sulla formazione di coppie e- e+, tutti gli elettroni e i e- e+, tutti gli elettroni e i positroni avrebbero dovuto positroni avrebbero dovuto annichilarsi.annichilarsi.Secondo questo schema, la Secondo questo schema, la materia di cui siamo materia di cui siamo composti, non si sarebbe composti, non si sarebbe dovuta formare e dovuta formare e l’Universo dovrebbe essere, l’Universo dovrebbe essere, ancora oggi, solo energia.ancora oggi, solo energia.

Ma per una causa ancora Ma per una causa ancora ignota, avvenne una ignota, avvenne una lievissima prevalenza della lievissima prevalenza della materia sull’antimateria: da materia sull’antimateria: da questo piccolo residuo questo piccolo residuo scaturì tutta la materia di cui scaturì tutta la materia di cui è composto l’Universo è composto l’Universo osservabileosservabile

Alla fine dell'epoca GUT Alla fine dell'epoca GUT un’espansione rapida, un’espansione rapida, inflazioneinflazione, , avrebbe fatto aumentare il volumeavrebbe fatto aumentare il volume dell’Universo, il cui raggio sarebbedell’Universo, il cui raggio sarebbe passato, in 10passato, in 10-33-33 secondi, da 10 secondi, da 10-26-26

metrimetri a 10 centimetri. a 10 centimetri. La temperatura sarebbe scesa La temperatura sarebbe scesa rapidamente fin quasi lo zero assoluto.rapidamente fin quasi lo zero assoluto.

1010-10-10 s < t ≤ 10 s < t ≤ 10-5-5 s s finì finì l'epoca l'epoca elettrodebole (forza nucleare deboleelettrodebole (forza nucleare debole ancora unita allaancora unita alla forza forza elettromagnetica),elettromagnetica), le quattro forze le quattro forzefondamentali si fondamentali si separarono completamente.completamente.

L'Universo era un miscuglioL'Universo era un miscuglio di di neutrini,neutrini,

gluoni, antimateria, elettroni e quark gluoni, antimateria, elettroni e quark che, perdendo la loro libertà si che, perdendo la loro libertà si

sarebbero sarebbero confinati in neutroni e protoni: confinati in neutroni e protoni: epoca epoca degli adroni degli adroni

Coppie di elettroni e positroni potevanoCoppie di elettroni e positroni potevano annichilirsi in fotoni e i fotoni, avendo annichilirsi in fotoni e i fotoni, avendo un’energia sufficiente, materializzarsi inun’energia sufficiente, materializzarsi in coppie elettrone-positronecoppie elettrone-positrone

Ma a causa dei fotoni troppo energetici,Ma a causa dei fotoni troppo energetici, non si potevano formare atomi stabili. non si potevano formare atomi stabili.

10-5 s < t ≤ 1 s10-5 s < t ≤ 1 sNel primo secondo il Nel primo secondo il raggio dell'Universo raggio dell'Universo raggiunse la raggiunse la dimensione di qualche dimensione di qualche anno-luce. anno-luce. Le energie cinetiche Le energie cinetiche delle particelle di delle particelle di materia erano più materia erano più elevate delle energie elevate delle energie relativisticamente relativisticamente corrispondenti alle corrispondenti alle loro masse: l’energia loro masse: l’energia dell’Universo era dell’Universo era equamente distribuita equamente distribuita fra radiazione e fra radiazione e particelle.particelle.

1 s < t ≤ 102 s1 s < t ≤ 102 sQuando la temperatura scese sotto i 10Quando la temperatura scese sotto i 101010 K, K, neutroni e protoni si combinarono a formare neutroni e protoni si combinarono a formare nuclei leggeri. nuclei leggeri. Il processo è detto Il processo è detto nucleosintesinucleosintesi..

102 s < t ≤ 1010 s102 s < t ≤ 1010 sL’atomo più semplice iniziava ad acquistare L’atomo più semplice iniziava ad acquistare una certa stabilità: elettroni e protoni prima una certa stabilità: elettroni e protoni prima liberi nel plasma riuscirono a combinarsi per liberi nel plasma riuscirono a combinarsi per formare qualche atomo neutro d’idrogeno.formare qualche atomo neutro d’idrogeno.I fotoni erano meno energetici, un protone e I fotoni erano meno energetici, un protone e un neutrone collisero e si unirono a formare un neutrone collisero e si unirono a formare un nucleo di deuterio. un nucleo di deuterio.

Protone Protone NeutroneNeutrone

Formazione di nucleiFormazione di nuclei

10 10 s< t ≤ 10 13 s10 10 s< t ≤ 10 13 sQuando la temperatura si portò a poche migliaia di gradi e la Quando la temperatura si portò a poche migliaia di gradi e la densità scese intorno a 10densità scese intorno a 10-20-20 g/cm g/cm33, l’equilibrio termodinamico , l’equilibrio termodinamico provocato dallo scambio energetico fra radiazione e particelle si provocato dallo scambio energetico fra radiazione e particelle si ruppe, i fotoni staccatisi dalla materia (disaccoppiamento dei ruppe, i fotoni staccatisi dalla materia (disaccoppiamento dei fotoni), si distribuirono viaggiando nell’Universo ormai trasparente fotoni), si distribuirono viaggiando nell’Universo ormai trasparente alla luce che, cessò di essere opaco.alla luce che, cessò di essere opaco. La radiazione cosmica di fondo (che contiene circa 420 fotoni fossili La radiazione cosmica di fondo (che contiene circa 420 fotoni fossili per cm³) si propagò in tutto l'Universo e divenne l'unica luce per cm³) si propagò in tutto l'Universo e divenne l'unica luce presentepresente

10 13 s< t ≤ 10 10 13 s< t ≤ 10 9°9°La materia ormai La materia ormai completamente completamente disaccoppiata dalla disaccoppiata dalla radiazione, radiazione, cominciò a cominciò a strutturarsi in strutturarsi in forma stabile. forma stabile. Iniziò così la prima Iniziò così la prima infanzia degli infanzia degli oggetti che oggi oggetti che oggi popolano popolano l’Universo. l’Universo. Nella radiazione Nella radiazione cosmica di fondo, cosmica di fondo, oggi possiamo oggi possiamo osservare che sono osservare che sono presenti piccole presenti piccole disomogeneità, disomogeneità, piccolissime piccolissime variazioni di variazioni di densità, che densità, che rappresentano le rappresentano le tracce degli tracce degli originari luoghi di originari luoghi di aggregazione delle aggregazione delle galassie.galassie.

La formazione di La formazione di tutti gli elementi tutti gli elementi diversi diversi dall’idrogeno e dall’idrogeno e dall’elio, fino al dall’elio, fino al ferro, è avvenuta ferro, è avvenuta e avviene ancora e avviene ancora oggi, nei nuclei oggi, nei nuclei delle stelle, delle stelle, formatesi formatesi all’interno di all’interno di nebulose.nebulose.

Le stelle e gli altri Le stelle e gli altri corpi celesti si corpi celesti si raggruppano in raggruppano in grandi strutture: grandi strutture: le galassie e gli le galassie e gli ammassi di ammassi di galassiegalassie

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.

Dove stanno le fucine degli Dove stanno le fucine degli elementi?elementi?

Nebulosa di Nebulosa di OrioneOrione

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

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 .

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.

Formazione dei nuclei degli Formazione dei nuclei degli elementi chimici semplicielementi 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 1H (protoni) si fondono per formare deuterio 2H, rilasciando un positrone ed un neutrino 1H + 1H → 2H + 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. 3He:

2H + 1H → 3He + γ

Da qui l’ultimo passaggio porta all'isotopo stabile dell'elio 4He.

La fusione dei due nuclei La fusione dei due nuclei instabili di instabili di 3 3 He, forma l’isotopo He, forma l’isotopo stabilestabile dell'elio dell'elio 44He, con nuova He, con nuova liberazione di due protoni e liberazione di due protoni e raggi gammaraggi gamma

33He + He + 33 He → He → 44He + 2 He + 2 11H + H + γγ

Atomo di elio

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

1212C + C + 11H → H → 1313N + γN + γ1313N → N → 1313C + eC + e++ + neutrino + neutrino

1313C + C + 11H → H → 1414N + γN + γ1414N + N + 11H → H → 1515O + γO + γ

1515O → O → 1515N + eN + e++ + neutrino + neutrino 1515N + N + 11H → H → 1212C + C + 44HeHe

Il Il processo tre alfaprocesso tre alfa è il processo è il processo per per cui tre nuclei di elio (particella alfa) cui tre nuclei di elio (particella alfa) sono trasformati in carbonio. sono trasformati in carbonio. Questa reazione di fusione nucleare Questa reazione di fusione nucleare può avvenire solo in ambienti che può avvenire solo in ambienti che siano ricchi di elio, sottoposti a siano ricchi di elio, sottoposti a pressioni elevate e a temperature pressioni elevate e a temperature superiori a 100.000.000 gradi. superiori a 100.000.000 gradi. Avviene solo quindi all'interno di Avviene solo quindi all'interno di stelle in stadio di evoluzione stelle in stadio di evoluzione avanzato, dove l'elio prodotto dalla avanzato, dove l'elio prodotto dalla catena catena protone-protone e dal protone-protone e dal ciclo carbonio – azoto - ossigeno ciclo carbonio – azoto - ossigeno si è accumulato al centro della si è accumulato al centro della stella. stella.

44He + He + 44He ↔ He ↔ 88Be Be 88Be + Be + 44He ↔ He ↔ 1212C + C + γγ

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 + 2 4 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

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 + 4He 20 Ne + 4He → 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.

16 O + 16 O→32 S + γ16 O + 16 O→31 S + n16 O + 16 O→31 P + 1H16 O + 16 O→28 Si + 4He16 O + 16 O→24 Mg + 2 4He

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

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

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

Formazione di una Formazione di una galassiagalassia

Nebulose, protostelle e stelle

NebulosaNebulosa

GalassiGalassiee

Ammassi di Ammassi di galassiegalassie

Galassia Andromeda all’ultraviolettoall’ultravioletto

GalassieGalassieGalassie

StelleStelle Nana Bianca HelixNana Bianca Helix

SupernovaSupernova Nana RossaNana Rossa