Come vengono prodotti, nei nuclei delle stelle più massive, gli elementi transferrici?

Da un punto
di vista pratico una stella può a tutti gli effetti essere descritta come
un’enorme macchina per la conversione di idrogeno ed elio in elementi
più pesanti. Il meccanismo di base di questa macchina è la fusione nucleare
che, a partire dagli elementi più semplici, arriva alla costruzione di
tutti gli elementi più complessi producendo nel contempo grandi quantità
di energia. Questa energia è la stessa che sostiene le strutture stellari
contro la propria gravitazione e che, in parte, noi riceviamo da Terra
sotto forma di radiazione elettromagnetica.

Le reazioni
di fusione producono energia, sono cioè esoenergetiche, solo fino a che
hanno come risultato la produzione di nuclei di ferro o più leggeri. Alla
base della domanda è infatti proprio questo avvenimento: una stella di
grande massa produce elementi pesanti nel momento stesso in cui si sostiene
con le fusioni nucleari. Dal momento in cui le fusioni diventano endoenergetiche,
richiedono cioè più energia per prodursi di quanta ne liberino, negli
interni stellari non saranno più efficienti e di conseguenza sempre più
rare e trascurabili nel computo globale. Di fatto la “macchina stella”
sembrerebbe essere congegnata per produrre tutti i nuclei conosciuti fino
al ferro ma non oltre. Nasce quindi il problema di comprendere dove e
come invece si producano gli elementi più pesanti (con numero atomico
grossomodo maggiore di 70).

La risposta
è da cercarsi in tutte quelle reazioni nucleari che per loro natura non
sono importanti nel computo energetico complessivo della struttura stellare,
e che quindi in prima analisi vengono spesso trascurate. A questo proposito,
di particolare importanza è l’intenso flusso di neutroni che si produce
in alcune fasi dell’evoluzione di stelle di grande massa. In fase di combustione
di elio, per esempio, una sequenza di reazioni che comincia con la fusione
dell’Azoto 14 con una particella alfa (un nucleo di elio) porta invariabilmente
alla produzione di un nucleo di magnesio 25 e di un neutrone libero. Analogamente
un intenso flusso di neutroni è atteso durante l’esplosione di supernove.
Il punto importante è che i neutroni, in quanto insensibili alla barriera
coulombiana, tenderanno agevolmente a fondersi con i nuclei circostanti
andando a produrre nuovi elementi. In pratica queste reazioni di “assimilazione”
di neutroni da parte della materia non danno contributi apprezzabili all’energetica
della stella nel suo complesso, ma producono elementi chimici che con
le usuali reazioni nucleari non sarebbero invece sintetizzati.

La sequenza
dettagliata delle reazioni di cattura neutronica può essere molto complessa,
tuttavia si può in generale mettere in luce uno schema fisso secondo il
quale dopo una cattura si forma un nucleo che può non essere stabile e
che quindi decade secondo uno dei suoi possibili schemi. Se il flusso
di neutroni non è molto elevato la formazione di nuovi elementi avviene
secondo questo schema ripetuto di catture-decadimenti. Sono questi i processi
che in letteratura sono noti come processi “s” (dall’inglese slow).
Se invece il flusso di neutroni, come avviene sovente nelle esplosioni
di supernove, risulta molto intenso, è possibile che vari nuclei catturino
due o più neutroni prima che abbiano il tempo di decadere nei loro stati
stabili, andando così a formare altri elementi. Si tratta questi dei cosiddetti
processi “r” (dall’inglese rapid).