Come nacquero gli ELEMENTI

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Lo si può capire analizzando le abbondanze, nelle stelle più antiche, dell'alone galattico.

Solo due degli elementi che si trovano nell'Universo si formarono in abbondanza nei primi istanti dopo il Big Bang: idrogeno ed elio. Assieme ad essi furono sintetizzate tracce di altri elementi leggeri, come il litio; tutto il resto si formò in seguito, dentro le fucine nucleari delle stelle. Per capire come è avvenuto questo processo di nucleosintesi noi astrofisici e fisici nucleari lavoriamo fianco a fianco: noi impegnati a osservare il Sole e le stelle per misurare le abbondanze dei diversi elementi, gli altri occupati, nei loro laboratori, a capire come i diversi nuclei possono trasformarsi l'uno nell'altro. Il Sole è, naturalmente, la stella di cui meglio conosciamo la composizione; le abbondanze relative degli elementi osservate nel Sistema Solare sono il punto di partenza per ogni ulteriore ricerca. Ma per capire la storia della nucleosintesi è indispensabile conoscere anche l'abbondanza degli elementi in altre stelle, e possibilmente in stelle vecchie, dove possiamo trovare traccia della composizione dell'Universo in epoche remote. Così, sono soprattutto le stelle primordiali disperse nell'alone della nostra Galassia ad attrarre l'attenzione di noi ricercatori: è il caso di una stellina di magnitudine 13 che dista oltre 15 mila anni luce ed è identificata dall’anonima sigla CS 228982-052. Un recente lavoro, frutto di anni di osservazioni effettuate con i migliori strumenti oggi a disposizione, come il Telescopio Keck e il Telescopio Spaziale "Hubble", riporta le abbondanze per ben 52 elementi individuati in questa stella (C.Sneden et al., astro-ph/0303542). La CS 228982-052 fu scoperta nel 1985 e fu subito identificata come una stella estremamente povera di metalli. L'abbondanza del ferro è circa un millesimo di quella solare, il che significa che la stella si formò quando l'Universo aveva solo un miliardo di anni, dalla materia interstellare ancora molto povera di atomi pesanti. In queste stelle molto vecchie è importante analizzare l'abbondanza degli elementi di peso atomico elevato [Il peso atomico è il numero complessivo di protoni e neutroni presenti nel nucleo. Il numero atomico è invece il numero di protoni presenti, che caratterizza la specie atomica ed è tipico per ogni elemento. L'uranio, per esempio, ha un nucleo con 92 protoni (numero atomico 92) e un numero variabile di neutroni (da 138 a 148) così esistono diversi nuclei di uranio, chiamati isotopi, caratterizzati da un diverso peso atomico (nel caso specifico va da 230 a 240)] quelli che non possono essere sintetizzati dai normali processi di fusione nei nuclei stellari. Questi infatti si arrestano al limite di un peso atomico circa 60, con la formazione dei nuclei di ferro, cobalto e nichel. Tutti gli elementi più pesanti devono essersi formati con processi diversi, che comportano sequenze di cattura di neutroni. I neutroni, una volta catturati dai nuclei atomici, possono decadere, trasformandosi in protoni ed emettendo un elettrone (decadimento beta). In questo modo, il numero atomico del nucleo aumenta di un'unità e si forma un nuovo elemento. A seconda che la cattura di neutroni sia più lenta o più rapida del tempo necessario per il decadimento beta, si distinguono due diversi processi di cattura: il processo s (slow, per lento) e il processo r (r per rapido). Nel primo, il neutrone catturato ha il tempo di decadere in un protone prima che un altro neutrone venga assorbito, mentre nel secondo molti neutroni possono essere inglobati nel nucleo prima che qualcuno di essi si trasformi in protone.  

Il contributo della cattura rapida è difficile da stimare perché le previsioni si basano solo su calcoli teorici. Sappiamo che i nuclei con peso atomico superiore a 209 sono prodotti solo da questo processo e inoltre che, nelle epoche più antiche, il principale responsabile per la formazione degli elementi più pesanti del ferro era proprio il processo r, mentre il processo s ha cominciato a contribuire efficacemente solo in epoche più recenti, all’interno di stelle in cui il contenuto di metalli era già più alto. Questa idea è stata pienamente confermata dalle abbondanze osservate in CS 228982-0,52. Bisogna però capire in quale ambiente avviene il processo di cattura rapida e con quale frequenza si verificò nel corso della storia dell'Universo. Sappiamo che le condizioni richieste per tale processo sono davvero estreme: si richiede un’alta densità di neutroni e temperature dell'ordine di un miliardo di gradi. I luoghi dove si realizzano queste condizioni non sono davvero molti nell'Universo. L'ipotesi più probabile è che tutto avvenga nei pochi secondi che precedono l'esplosione di una supernova, quando il nucleo di una stella di grande massa si trasforma in una stella di neutroni e queste particelle si formano in abbondanza. Ma l'idea non è senza problemi. Inoltre, misure di abbondanze effettuate su meteoriti sembrano indicare che debbano esistere due distinti processi di cattura rapida, uno più frequente, che contribuirebbe principalmente alla formazione dei nuclei con peso atomico superiore a 130, e uno più raro, responsabile della formazione dei nuclei relativamente più leggeri. Il risultato più rilevante dello studio della CS 228982-052 è proprio la conferma dell'esistenza di queste due distinte modalità di cattura rapida. La buona corrispondenza tra le abbondanze nella stella e quelle nel Sistema Solare, ma solo per gli elementi di peso atomico superiore a 140, sarebbe la prova che esistono due modalità di cattura: quella più efficiente aveva già prodotto una buona quantità di nuclei pesanti nel primo miliardo di anni di vita dell'Universo, mentre l'altra procedeva con un ritmo più lento. Quale sia la differenza tra questi due processi e se avvengano in supernovae di tipo diverso resta però un mistero. La misura dell'abbondanza di elementi pesanti in stelle così vecchie offre anche la possibilità di determinare un limite inferiore per l'età dell'Universo. Il torio di peso atomico 232 (²³²To) e l'uranio ²³⁸U sono nuclei instabili, che decadono con tempi di dimezzamento [Il tempo di dimezzamento è il periodo di tempo necessario perché una certa quantità di un elemento radioattivo decadendo si riduca alla metà.] rispettivamente di 20 e 6,5 miliardi di anni, abbastanza lunghi perché tracce di tali elementi siano ancora presenti anche in una stella vecchia una decina di miliardi di anni. Così, se si riesce a determinarne le abbondanze, si può calcolare l’età della stella, ciò che è ovviamente un limite inferiore per l'età dell'Universo. Le difficoltà del metodo sono due: da una parte è difficile misurare le righe estremamente deboli di questi elementi, e dall'altra bisogna avere un modello teorico che ci dica quali dovevano essere le abbondanze iniziali, per confrontarle con quelle osservate. Dallo spettro della CS 228982-052, trovate le righe del torio, dell’uranio, dell'indio, del platino e dell'europio, è stato possibile fissare un limite inferiore per l'età della stella che è risultato di 14,2 miliardi di anni, con un'incertezza di 3 miliardi. Il risultato potrà essere migliorato nel prossimo futuro, sia grazie al perfezionamento dei modelli che questi risultati renderanno possibili, sia perché si conta di riuscire a determinare l'abbondanza dell’uranio in modo più preciso.

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Tabella Periodica degli Elementi

• fate click col mouse su un elemento della tabella e ne vedrete la rappresentazione grafica animata della distribuzione degli elettroni sui suoi orbitali.
• l'elemento seleazionato appare in giallo sulla rappresentazione della tabella e subito sotto di questa viene indicato il numero atomico dell'elemento selezionato.
• nella rappresentazione grafica dell'atomo, il simbolo rappresenta l'elettrone, rappresenta il neutrone e rappresenta il protone.
• ATTENZIONE: la rappresentazione grafica non vuole mostrare la forma degli orbitali, ma solo la distribuzione (in quantità) degli elettroni sulle shell.
• Provate a selezionare gli elementi della Tabella secondo l'ordine dettato dal numero atomico ed avrete una rappresentazione abbastanza significativa di come vengono riempite le shell.

Concetti matematici e fisici richiesti

• costituzione degli atomi
• numeri quantici
• orbitali atomici
• tabella periodica
• Come ulteriore supporto, consiglio il download del seguente: ATOMI4.jar

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New theory for first stars
UNIVERSITY OF CHICAGO NEWS RELEASE
Posted: June 7, 2004

The very first stars that formed early in the history of the universe were smaller than the massive giants implied by the results of a NASA research satellite, but still larger than the typical stars found in our galaxy today, according to a research team led by the University of Chicago's Jason Tumlinson.

Credit: National Science Foundation and NASA

We have managed to reconcile within a single theory the two very different leading indicators of the nature of the first stars. No telescope is powerful enough yet to see the first stars, but astronomers can guess at their existence based on the stellar clues they leave behind. In 2001 and 2002, NASA's Wilkinson Microwave Anistropy Probe (WMAP) looked at the oldest light in the universe left over from the big bang, the cosmic microwave background, and found one such clue in the form of ionized (electrically charged) gas floating between the galaxies. WMAP showed that this intergalactic gas was ionized approximately 200 million years after the big bang. Very massive stars, with roughly 200 to 500 times the mass of the Sun, and more massive than we see anywhere today, are extremely efficient at producing this ionizing radiation. This implies that the earliest stars were massive enough to cause the ionization. But the oldest stars in our galaxy that astronomers can see in the sky today are on average approximately 13 billion years old. They would have formed just after the first stars and out of the very gas and heavy elements that were strewn into space when the earliest stars exploded as supernovae. The problem is that the ratio of heavy elements observed in the second generation of stars could not have been produced in the most massive stars associated with the WMAP studies. It was our goal to reconcile these two conflicting pieces of evidence. Research team led by the University of Chicago's Jason Tumlinson reconciled the evidence by formulating a theory showing how stars with a mass of 20 to 100 times that of the sun could both be large enough to satisfy the WMAP results, yet still prodnts detected by ground-based telescopes in very old stars. We're not saying the very massive stars couldn't have foruce the ratio of heavy elememed at some low level. We're saying that for early heavy element production you need mostly stars that are massive but not extremely massive. This theory meshes well with what astronomers know about how stars of various masses form in the galaxy. There are a lot of very low-mass stars like the sun, and as you go up in stellar mass, the numbers get more rare. There are a very few stars of high mass, say a hundred solar masses in our galaxy. According to our theory, these massive stars were much more common in the first generation.Problems that remain to be solved include determining how long the conditions could be maintained for forming the first stars from primordial gas and how these objects can be detected in the future. Predicting how the first stars affect their environment and whether they resemble the stars in our own galactic backyard at all is a critical input for the planning of future telescopes and instruments and in interpreting their data. The project was funded by NASA and the National Science Foundation.

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