La fase finale dell’evoluzione stellare che coinvolge la formazione del ferro riguarda le stelle molto massicce (> 8 masse solari). Per quelle tipo il nostro Sole, fino a circa otto masse solari, il meccanismo finale è assai differente e quando, nella fase di Gigante Rossa, il nucleo è diventato ormai ricco di carbonio e ossigeno (metà del carbonio dell’Universo è dovuta a questa fase) degenera in una Nana Bianca, il cui forte vento stellare espelle gli strati più esterni, formando una nebulosa planetaria.
Fig. 1: la nebulosa planetaria Helix fotografata all’infrarosso dal telescopio spaziale Spitzer
La domanda, perciò, si riferisce agli stadi finali di una stella assai massiva che terminerà con l’esplosione di una supernova.
Per comprendere la nucleosintesi di questi grandi astri, è necessario procedere con ordine. Prima di tutto, ricordo che il meccanismo che origina l’energia stellare non è dovuto al famoso ciclo di Bethe (per il quale rimando ad altre risposte), ma al CNO che richiede il carbonio come catalizzatore:
12C + p → 13N + γ; 13N → 13C + e+ + ν;
13C + p → 14N + γ;
14N + p → 15O+ γ; 15O → 15N + e+ + ν;
15N + p → 4He + 12C;
Si hanno, quindi, aggiunte successive di protoni al nucleo di carbonio e due decadimenti beta inversi intermedi che hanno l’effetto di convertire due dei protoni in neutroni. Il risultato è che si ottiene sempre un nucleo di elio da quattro nuclei di idrogeno (protoni), ma anche una serie di isotopi, come ad esempio il 13C, giustificandone così la presenza e la loro abbondanza nel cosmo.
Le alte temperature presenti in una stella massiccia nella sua fase terminale (Supergigante Rossa) fanno sì che la fusione degli elementi non si fermi al carbonio e all’ossigeno, come nelle stelle tipo Sole, ma continui, sintetizzando quelli più pesanti. A T ≥ 5×108 K si ha:
12C + 12C → 24 Mg + γ
→ 23Na + p
→ 20Ne + 4He
A T ≥ 109 K si ha:
16O + 16O → 32S + γ
→ 31P + p
→ 31S + n
→ 28Si + 4He
Quando il cuore stellare raggiunge la temperatura di 2 miliardi di K, la nucleosintesi procede per aggiunta di nuclei di elio, ottenendo gli elementi più pesanti, esempio:
28Si + (vari) γ → 7 4He
28Si + (varie) α → 56Ni. Particella α = nucleo di elio
Dal silicio, così, si ottiene il nichel. Il processo va avanti fino al ferro, ottenendo una struttura della stella a strati, come una cipolla, ma questo punto, mentre tutti gli stadi precedenti sviluppavano energia, ora per fondere questo elemento occorre fornigliela. Il risultato è che la fusione si arresta, il nucleo aumenta la sua massa fino ad eccedere le 1,4 masse solari (limite di Chandrasekhar) per poi collassare in pochi secondi in una stella di neutroni o in un buco nero, emettendo tanta energia (circa 1053 erg) da esplodere come supernova. In questa fase, grazie alle elevatissime temperature e pressioni, generate dalle onde d’urto, avviene la nucleosintesi esplosiva che genera gli elementi più pesanti del ferro mediante catture successive di neutroni, che non avendo carica non devono superare la barriera coulombiana e reagiscono più facilmente, su nuclei del gruppo del ferro stesso. Si distinguono due processi, a seconda che il nuovo nucleo abbia o meno il tempo di decadere prima dell’aggiunta di altri neutroni: il processo S o lento (dall’inglese Slow) e il processo R o rapido.
Nella fase immediatamente successiva al collasso del nucleo di una supernova, sono presenti un flusso di neutroni estremamente alto (circa 1022 neutroni per cm2 per secondo) ed elevate temperature, tanto che la cattura neutronica è molto più veloce del decadimento beta. Si riescono ad ottenere così anche elementi pesanti come lo Stagno, lo Zirconio, il bario e quelli radioattivi.
Sempre le onde d’urto delle supernove comprimono anche il gas interstellare, dando vita a reazioni chimiche che generano molecole più complesse.
Interessante è notare che le stelle stesse sono l’ambiente ideale anche per la formazione di composti molecolari. Ad esempio:
i) Nelle fasce interstellari di stelle giganti “fredde” (2000 K), si hanno reazioni per via fotochimica (radiazioni UV).
ii) All’interno delle nebulose in cui si ha la formazione di stelle poco massive, si hanno reazioni ioni-molecola, catalizzate dalla radiazione ultravioletta. Lo schema è il seguente:
H2+ + H2 → H3+ + H H3+ cede facilmente il protone ad alte specie, ad esempio
H3+ + CO → HCO+ + H2
H3+ + N2 → HN2+ + H2
E così via a dare altre specie chimiche.
iii) All’interno delle nebulose in cui si ha la formazione di stelle massicce, si hanno sempre reazioni ioni-molecola e reazioni alla superficie dei grani (la matrice è il silicio). Vedi figura.
Terminando, si può affermare che gli elementi pesanti si formano nella fase finale dell’evoluzione di una stella molto massiccia, prima con la fusione nucleare fino al ferro e poi per nucleosintesi esplosiva durante l’esplosione come supernova.
Tutte le stelle sono i “catalizzatori” per la formazione di molecole più complesse e ciò giustifica la conclusione che, tutto sommato, siamo tutti fatti di “polvere stellare”!
