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Tutto l’oro dell’universo viene dalle supernove

- Alan Moore, Watchmen -

Tutti sappiamo che in natura esiste un gran numero di elementi:
Principalmente Idrogeno, Elio, Azoto e Ossigeno compongono la nostra atmosfera, Silicio, Alluminio, Ferro, Calcio, Carbonio compongono in larga misura la terra su cui poggiamo i piedi ed un infinità di elementi più o meno rari arricchiscono l’intero universo. Com’è possibile questa varietà di elementi?

Dopo circa un millesimo di secondo dal Big Bang, il caldissimo plasma di quark si raffredda e si producono i mattoncini fondamentali della materia: elettroni, protoni, neutroni; intanto l’universo continua a espandersi e raffreddarsi. Da quei solitari protoni (quindi nuclei di idrogeno), non è banale la formazione di nuclei più complessi e quindi di tutti gli elementi che conosciamo; tale processo viene chiamato nucleosintesi.

Prima di proseguire però è necessaria la mia solita premessa “non tutti sanno che“, onde spiegare le fisica di base necessaria per comprendere il fenomeno:

generalmente la formazione di sistemi maggiormente legati viene favorita rispetto a quella di sistemi più fragili. Ovvero se l’unione di due componenti determina un sistema molto stabile (con una forte “energia di legame”) sarà molto probabile che tale sistema si crei all’incontro di quelle componenti e perduri, se invece l’unione di due componenti determina un sistema molto fragile (con una piccola “energia di legame”) o addirittura instabile (con una energia di legame inferiore rispetto a quella delle sue componenti) sarà molto improbabile se non impossibile che tale sistema possa essere composto. Unendo due componenti, al fine di conservare l’energia, viene anche dispersa nell’ambiente un’energia pari a quella guadagnata dal sistema stesso legandosi. Questo avviene per qualunque sistema qualunque sia la forza in gioco, gravitazionale, elettromagnetica (che determina la chimica), nucleare. Tutte le reazioni che generano energia (come la normale combustione) è perchè partendo da dei componenti (in chimica chiamati reagenti) formano dei prodotti con maggiore energia di legame, liberando in ambiente ulteriore energia nel processo.

Per questo motivo, subito dopo il Big Bang, una piccola parte dei protoni si unì ad alcuni neutroni liberi costruendo atomi di deuterio, isotopo dell’Idrogeno composto da un protone e un elettrone. Invece è molto più difficile, in quelle condizioni, che un nucleo di deuterio si fonda con un ulteriore neutrone per formare un nucleo di trizio (1 protone, 2 neutroni) essendo quest’ultimo nucleo meno stabile del deuterio. Tuttavia è estremamente probabile che due nuclei di deuterio si uniscano fra di loro per formare un nucleo di Elio-4 (2 protoni, 2 neutroni). A causa della sua elevata simmetria, questo nucleo è estremamente stabile: è un sistema così stabile che agli albori della fisica nucleare fu anch’esso confuso per un componente fondamentale e chiamato particella alfa.

Tuttavia dei composti tanto stabili avranno difficoltà a legarsi nuovamente onde formare strutture più complesse: sia l’aggiunta di protoni e neutroni, sia l’unione di due nuclei di Elio 4, risulta energeticamente sfavorita e improbabile. Il brodo primordiale degli elementi è formato in maggioranza da Idrogeno, e circa il 25% Elio 4 (la quantità necessaria per assorbire tutti i neutroni liberi generati dal Big Bang); elementi più complessi difficilmente possono essere creati.

Mano a mano che l’universo si espande e raffredda, grandi quantità di questi elementi possono aggregarsi a causa della forza di gravità formando nebulose. Quando la nebulosa inizia a collassare la densità diventa enorme, schiacciando moltissimi nuclei in uno spazo ristretto e rendendo le collisioni fra di essi molto frequenti. In questo particolare ambiente le reazioni di fusione fra i nuclei diventano sistematiche, rilasciando enormi quantità di energia e “accendendo” una nuova stella.
Le reazioni termonucleari che illuminano le stelle (e purtroppo non solo) non sono nient’altro che la trasformazione degli elementi onde formare nuclei mano a mano più stabili e pesanti, facendo guadagnare energia di legame al sistema e rilasciando nell’ambiente la stessa quantità di energia.

A seconda del materiale che la stella fonde essa affronta i vari stadi del suo sviluppo. Per una lunga fase iniziale fonde nuclei di idrogeno per formare più stabili nuclei d’Elio 4.
Questa fase, chiamata “sequenza principale” è la più longeva nella vita della stella, e dura dai 10 ai 100 miliardi di anni a seconda della tipologia e dalla massa.

Una volta trasformato la maggior parte dell’Idrogeno la stella è composta principalmente da Elio-4, come ho detto è difficile partendo da un componente tanto stabile fondere ulteriormente per formare sistemi più complessi: il sistema più vicino che gode di una maggiore energia di legame dell’Elio-4 è il Carbonio-12 (6 protoni e 6 neutroni) che, ovviamente, è il risultato della fusione di 3 nuclei di Elio-4. Un processo a tre corpi come questo è improbabile anche alle temperature e pressioni delle normali stelle. Una volta esaurito l’idrogeno le reazioni termonucleari all’interno della stella cessano, la forza mostruosa della fucina nucleare che bilanciavano il collasso gravitazionale dell’enorme peso della stella su se stesso viene a cessare. Il nucleo della stella torna a collassare su se stessa finchè, se la massa della Stella è sufficiente, la densità diventa così elevata da rendere possibili queste reazioni che generano Carbonio e Magnesio, mentre la crosta si espande a dismisura e si raffredda formando la cosidetta gigante rossa (ricordate la radiazione di corpo nero?). Il Sole, quando sarà in questa fase, avrà un raggio paragonabile all’attuale distanza Terra-Sole.

Una volta superato questo scoglio, se la massa della stella lo permette, è tutta in discesa: continuando con le fusioni nucleari si arricchiscono i nuclei formando elementi sempre più pesanti, fino ad arrivare al nucleo più stabile in natura: il Ferro.
Accumulato un sostanzioso nucleo di Ferro alla stella non rimangono più elementi da “bruciare”: qualsiasi ulteriore fusione nucleare non potrebbe formare nuclei più stabili del Ferro (essendo esso il più stabile in natura) e fornire ulteriore energia alla Stella e quindi è fortemente improbabile. Per formare nuclei più pesanti sono necessarie condizioni estreme, che forzino la mano.

A questo punto la stella collassa e continua a collassare, le condizioni di pressione e temperatura sono mostruose, ancora protoni si trasformano in neutroni per sfuggire alla naturale repulsione Coulombiana fra due cariche elettriche (come i protoni), in questo modo nuclei più pesanti del Ferro vengono rapidamente creati in questo gigantesco collasso gravitazionale, finchè, per motivi ancora non del tutto spiegati, questo collasso sfocia in una gigantesca e spettacolare esplosione in cui quasi tutti gli elementi ora formati, gli unici nell’universo più pesanti del Ferro, vengono espulsi lontanissimo: una pioggia d’oro e argento si riversa sulla galassia, rilasciando un’enorme nebulosa arricchita di questi preziosi e rari elementi.

Nel centro della nova rimane un piccolissimo residuo: una Stella di Neutroni o Pulsar. Il collasso ha condensato un nucleo formato quasi esclusivamente da neutroni, la gravità tiene unito questo oggetto esotico, compattissimo, che racchiude la massa del Sole in 10km di diametro, in cui una gravità spaventosa regna in un mondo dalla superficie superfluida che ruota vorticosamente emettendo un fascio luminoso direzionato: il faro dell’universo.

In tutto questo complicato processo di genesi vengono generati gli elementi di cui siamo composti noi e l’universo, che permettono la vita come la conosciamo.

Pensateci quando guardate i vostri monili d’oro e argento: quello, un tempo, miliardi di anni fa, era parte di una gigantesca nova, coronamento di un certosino percorso di formazione durato decine di miliardi di anni e che ha richiesto fucine grandi quanto sistemi solari.