La nucleosintesi degli elementi

5. Vita e morte di una stella

di Gruppi Italiani Astrofisica Nucleare Teorica e Sperimentale

La difficoltà a produrre gli elementi più pesanti del ferro a partire dalle reazioni nucleari di fusione, fa sì che nel centro delle stelle massicce si accumuli ferro, poiché la catena di fusioni nucleari non procede oltre. Questa osservazione è confermata dalla distribuzione degli elementi osservati sulla superficie del Sole (precedentemente descritta e mostrata nella sezione 2. Come si sono creati gli elementi). Come si può notare, in corrispondenza del ferro si ha un vero e proprio picco (dopo idrogeno, elio, ossigeno e carbonio, infatti, il ferro è l’elemento più abbondante nell’Universo).
Viene naturale chiedersi come una stella massiccia, che è riuscita a produrre il ferro (nonché altri elementi più leggeri), possa espellere nel mezzo interstellare i prodotti della nucleosintesi avvenuta nei suoi strati interni.

Una volta terminate le combustioni nucleari precedentemente descritte, non vi è più nessuna reazione nucleare che possa controbilanciare il processo di contrazione del nucleo (che avviene a causa della forza di gravità). Quando gli elettroni presenti nel nucleo cominciano ad essere catturati dai protoni (producendo neutroni), il nucleo della struttura (ricco di nichel e ferro) perde il contributo alla pressione fornito dagli elettroni. A questo punto inizia un processo irreversibile, con il nucleo della stella che inizia a collassare su se stesso mentre il materiale sovrastante gli cade sopra con sempre maggiore intensità. Continuando questo processo, il nucleo diventa talmente denso che risulta incompressibile ed il materiale sovrastante gli “rimbalza” letteralmente addosso.

Siamo di fronte al fenomeno esplosivo di Supernova di tipo II (SN II). Durante questo immane scoppio cosmico (basti pensare solo che la luce emessa dalla SN II è pari a quella dell’intera Galassia che la ospita), molti degli elementi all’interno della struttura vengono espulsi nel mezzo interstellare.

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SNII Cassiopea A (© NASA)


Gli elementi prodotti dalle SN II sono tanti: ossigeno, magnesio, silicio, calcio ed ovviamente ferro. Se controlliamo le percentuali dei vari elementi chimici nel corpo umano, potremmo concludere che gli elementi chimici prodotti dalle SN II sono praticamente sufficienti per lo sviluppo della vita per come la conosciamo.
Se analizziamo le abbondanze di ferro osservato nella nostra Galassia ci accorgiamo però che deve esistere un ulteriore canale di produzione, perché le SN II da sole non sono in grado di produrre tutto quel ferro. Altri tipi di supernovae, denominate Supernovae di tipo Ia (SN Ia) sembrano poter spiegare l’origine del ferro mancante. A differenza delle SN II, che scoppiano quando il loro nucleo non è più in grado di controbilanciare la forza di gravità, per avere una SN Ia sono necessarie due stelle che formino un sistema binario. La maggior parte delle stelle che vediamo in cielo non sono stelle singole, ma appartengono a sistemi stellari composti da due stelle che ruotano attorno al centro di massa del sistema. Nel caso delle SN Ia, le due stelle sono già “anziane”, cioè sono già giunte alla fine della loro evoluzione (entrambe sono nane bianche), ma una delle due viene letteralmente “risucchiata” dall’altra. Quando all’interno della stella che accresce massa si raggiungono le condizioni fisiche per l’innesco della combustione del carbonio (o dell'elio), quest’ultimo avviene in modo reazionato positivamente (cioè all'aumentare della temperatura aumenta sempre più l'energia) e la stella esplode, nello spazio circostante, generando i bellissimi supernova remnant, come quello in figura. Questi sistemi non sono solo i principali produttori del ferro galattico: le SN Ia espellono infatti anche materiali più leggeri, come silicio e calcio, che vanno così ad “inquinare” il mezzo interstellare.

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Ultima modifica: 28 maggio 2018

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