di Gruppi Italiani Astrofisica Nucleare Teorica e Sperimentale
Il quesito mantiene occupati gli astrofisici nucleari da più di 40 anni: dove avvengono questi processi di cattura neutronica? Sono due gli ambienti stellari che presentano le caratteristiche necessarie: le stelle di piccola massa durante la loro fase evolutiva di Ramo Asintotico per il processo s, mentre il processo r è collegato a sistemi binari composti da due stelle di neutroni (oppure ai dischi di accrescimento intorno alle SN II).
1. La fase evolutiva di ramo asintotico (Asymptotic Giant Branch, AGB) riguarda stelle di massa piccola e intermedia, che hanno già esaurito nel loro nucleo sia l’idrogeno sia l’elio, ma che non hanno massa abbastanza grande per attivare tutta la serie di combustioni termonucleari che portano alla produzione del ferro.
Le stelle AGB somigliano ad enormi cipolle, perché la loro struttura è letteralmente a strati. Il nucleo, composto da carbonio e ossigeno (le ceneri della precedente combustione di elio), è circondato da uno strato stellare in cui brucia l’elio e, ancora più esternamente, da un’altra sottile regione in cui brucia l’idrogeno. Il tutto è immerso in un inviluppo (termine che deriva dall’inglese “envelope”, cioè busta) dominato dalla convezione, le cui dimensioni sono enormi (in proporzione il nucleo della stella sarebbe grande come una nocciolina dentro una mongolfiera larga 100 metri). Queste stelle sono estremamente luminose (10000 volte più del Sole) e piuttosto fredde (la temperatura in superficie è tipicamente intorno ai 3000 gradi, da confrontare con i 5500 gradi della superficie del Sole). Una temperatura esterna così bassa permette la formazione di molecole complesse, che a loro volta si fondono in strutture sempre più grandi, sino a diventare veri e propri granelli di polvere (grandi qualche milionesimo di metro).
Le stelle AGB sono i produttori di polvere più efficienti nell’Universo. Questi granelli interagiscono con la luce emessa dalla stella centrale e possono allontanarsi, trascinando con loro il gas stellare. Questo fenomeno è dunque all’origine della perdita di massa delle stelle AGB, che risultano essere tra i più importanti “inquinanti chimici” del mezzo interstellare. Gran parte degli elementi formatisi al loro interno viene dunque ridistribuita nello spazio.
Uno dei principali prodotti delle stelle AGB è il carbonio: si pensa infatti che la maggior parte del carbonio nell’Universo provenga da questi oggetti stellari (più del 70%). Oltre al carbonio, però, queste stelle producono molti altri elementi leggeri, come l’azoto, il fluoro e il sodio, oltre ovviamente agli elementi pesanti.
2) Una stella di neutroni è ciò che resta di una stella massiccia (ossia grande almeno 10 volte il nostro Sole), una volta terminate le combustioni termonucleari che portano alla produzione di ferro. La massa di una stella di neutroni è solo 2-3 volte la massa del Sole perché, se fosse più grande, la struttura collasserebbe in un buco nero (molta della massa iniziale è stata persa durante le fasi evolutive precedenti).
Una stella di neutroni è spaventosamente densa (un centimetro cubo pesa circa 200 milioni di tonnellate). Le estreme condizioni fisiche di questo sistema (in particolare una fortissima gravità, cento miliardi di volte più intenso che sulla Terra) fa sì che al suo interno sia presente un grande numero di neutroni (cosa che, come abbiamo visto, non avviene nelle altre stelle o nelle fasi evolutive precedenti), e forse stati della materia più esotici (come quark deconfinati). E’ quindi facile immaginare che sulla superficie di queste stelle si possa sviluppare una ricca nucleosintesi tramite reazioni nucleari di cattura neutronica. Tuttavia, la densità è così alta da non permette la produzione di alcun elemento (in pratica la struttura è "congelata"). Se però siamo in presenza di un sistema binario di stelle di neutroni, le due stelle spiraleggiano una intorno all’altra, come mostrato artisticamente in figura, sino a che avviene il contatto e le due strutture si fondono (Neutron Stars Merger, NSM). Il 17 agosto del 2017, gli interferometri VIRGO (in Italia) e LIGO (negli USA) hanno osservato per la prima volta onde gravitazionali provenienti da un NSM distante più di mille miliardi di miliardi di chilometri dalla Terra.
Nei giorni successivi alla scoperta di onde gravitazionali provenienti da GW180817 (questo il nome che è stato assegnato alla sorgente), praticamente tutti i telescopi del mondo hanno puntato in quella direzione per tentare di osservare una testimonianza della nucleosintesi tipica del processo r…e l’hanno trovata!
La nucleosintesi del processo r è piuttosto complessa, in quanto il cospicuo flusso neutronico permette di produrre anche gli attinidi (ad esempio l’uranio). Alcuni di questi isotopi hanno tempi di vita estremamente brevi, perché fissionano spontaneamente (o in seguito ad una cattura neutronica), cioè si spezzano in nuclei più leggeri, producendo nuovi neutroni. I “pezzi” di un attinide che ha appena fissionato, però, possono nuovamente catturare i neutroni appena prodotti. Si instaura così un processo ciclico, che viene detto “riciclo di fissione”. Questo processo fa sì che la nucleosintesi r, in particolare per gli isotopi più pesanti, sia quasi indipendente dalle condizioni fisiche in cui avviene il processo stesso.