di Gruppi Italiani Astrofisica Nucleare Teorica e Sperimentale
Se la nucleosintesi cosmica si fosse fermata al ferro, mancherebbero all'appello più della metà degli elementi chimici che conosciamo. Come possiamo spiegare la loro produzione? L’unica via è supporre l’intervento di una particella nucleare che abbiamo già incontrato in precedenza, il neutrone. Esso ha proprietà nucleari simili al protone, ma non possiede carica elettrica e quindi non è influenzato dalla barriera Coulombiana. In via di principio può quindi innescare reazioni nucleari, fondendosi con i nuclei esistenti all’interno delle stelle. Sappiamo, però che eventuali neutroni liberi scomparirebbero in pochi minuti, per decadimento beta, ovvero trasformandosi in protoni, quindi i neutroni devono essere prodotti in continuazione e abbondantemente.
Le abbondanze degli elementi pesanti osservati nelle stelle si possono riprodurre ipotizzando l'esistenza di due processi di cattura neutronica: il processo di cattura neutronica lenta (o processo s, dall'inglese “slow”) ed il processo di cattura neutronica veloce (o processo r, dall'inglese “rapid”). I flussi neutronici che li caratterizzano sono di circa 10 milioni di neutroni per centimetro cubico e più di 1 miliardo di miliardi di miliardi di neutroni per centimetro cubico, rispettivamente.
La teoria nucleare dei processi s ed r è ben nota da tempo, ossia da quando, nel 1957, gli scienziati Margareth e Geoffrey Burbidge, insieme a William Fowler e Fred Hoyle, pubblicarono un articolo sulla rivista Reviews of Modern Physics dal titolo "Synthesis of the Elements in Stars". Questo articolo segna, a tutti gli effetti, la nascita dell’Astrofisica Nucleare.
Nella figura è riportato un estratto della cosiddetta “valle di stabilità ß“, che traccia le posizioni degli isotopi stabili lungo la tavola periodica degli elementi. Nel piano (A,Z), gli isotopi stabili dei vari elementi chimici si posizionano lungo un percorso quasi rettilineo, a partire dall’atomo di idrogeno (che ha A=Z=1) sino all'atomo di piombo (A=208 e Z=83, ossia un nucleo con 208 nucleoni, di cui 83 sono protoni). Nella figura sono indicati esclusivamente gli isotopi stabili, mentre gli spazi vuoti sono occupati da isotopi instabili.
Per un dato numero atomico (Z), al progressivo allontanarsi dagli isotopi stabili (verso sinistra, cioè per masse atomiche minori, oppure verso destra, cioè per masse atomiche maggiori), i tempi di decadimento dei vari isotopi diminuiscono sempre più, sino a raggiungere valori piccolissimi. È quindi intuitivo immaginare la valle di stabilità ß come un canyon molto stretto, con gli isotopi stabili distribuiti sul fondovalle e gli isotopi instabili lungo le pareti, a diverse altezze in base al loro tempo di decadimento (sempre più brevi a mano a mano che ci si allontana dal fondo).
● il processo s, costituito dalla sequenza di frecce orizzontali rosse (ognuna di esse rappresenta una reazione di cattura neutronica), avviene solo in prossimità della valle di stabilità ß. Quando un nucleo stabile cattura un neutrone creando un isotopo instabile, quest’ultimo ha il tempo di decadere beta nel suo isobaro stabile (ossia un nucleo stabile avente la stessa massa atomica, ma un diverso numero di protoni) prima di catturare un altro neutrone. Questi decadimenti possono essere di tipo ß+ oppure ß-.
Lungo il percorso del processo s, esistono nuclei le cui configurazioni nucleari particolarmente stabili (i cosiddetti nuclei “magici”) fanno sì che i rispettivi elementi si accumulino rispetto a quelli vicini (caselle rosse colorate). Di conseguenza, vengono a crearsi veri e propri “picchi” nella distribuzione degli elementi pesanti creati attraverso il processo s (in corrispondenza di numeri di neutroni N=50, N=82 ed N=126). Si nota bene nella figura delle abbondanze del Sole, che mostra come il processo s presenti 3 picchi ben distinti: il primo in corrispondenza del gruppo stronzio-ittrio-zirconio (Sr-Y-Zr), il secondo del gruppo bario-lantanio-cerio-neodimio (Ba-La-Ce-Nd) ed il terzo in corrispondenza del piombo (Pb). Il processo s produce circa la metà degli elementi più pesanti del ferro presenti nell’Universo.
● La restante metà è creata attraverso il processo di cattura neutronica rapido (processo r). In questo caso, attraverso una serie di catture neutroniche successive su un singolo isotopo stabile si possono produrre isotopi molto lontani dalla valle di stabilità ß (frecce orizzontali nella figura). A causa dell’ingente flusso di neutroni, infatti, i nuclei instabili appena sintetizzati non hanno il tempo di decadere e subiscono a loro volta una cattura neutronica.
Questa successione di catture procede sino a creare nuclei con tempi di vita brevissimi (millesimi di secondo). A questo punto il decadimento ß è più veloce della cattura neutronica e il nucleo può decadere, aumentando la propria carica (frecce blu verso l’alto). In corrispondenza dei nuclei magici di neutroni (vedi sopra) abbiamo nuovamente l’accumulo di alcuni elementi (caselle blu colorate). Una volta terminato il flusso di neutroni, questi isotopi possono poi decadere nei relativi isobari stabili lungo la valle di stabilità. Anche questo tratto distintivo del processo r si può ritrovare nella figura che riporta le abbondanze degli elementi nel Sole, dove appaiono tre picchi, caratteristici del processo r: il primo in corrispondenza di selenio-bromo-kripton (Se-Br-Kr), il secondo di tellurio-iodio-xenon (Te-I-Xe) ed il terzo di iridio-platino-oro (Ir-Pt-Au). Gli elementi radioattivi presenti sulla Terra, quelli con vita media molto lunga (come il torio e l'uranio) sono stati creati proprio attraverso il processo r.