{"id":31,"date":"2001-09-03T00:00:00","date_gmt":"2001-09-02T22:00:00","guid":{"rendered":""},"modified":"-0001-11-30T00:00:00","modified_gmt":"-0001-11-29T22:00:00","slug":"31","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.vialattea.net\/content\/31\/","title":{"rendered":"Come vengono prodotti, nei nuclei delle stelle pi\u00f9 massive, gli elementi transferrici?"},"content":{"rendered":"

Da un punto
\n di vista pratico una stella pu\u00f2 a tutti gli effetti essere descritta come
\n un’enorme macchina per la conversione di idrogeno ed elio in elementi
\n pi\u00f9 pesanti. Il meccanismo di base di questa macchina \u00e8 la fusione nucleare
\n che, a partire dagli elementi pi\u00f9 semplici, arriva alla costruzione di
\n tutti gli elementi pi\u00f9 complessi producendo nel contempo grandi quantit\u00e0
\n di energia. Questa energia \u00e8 la stessa che sostiene le strutture stellari
\n contro la propria gravitazione e che, in parte, noi riceviamo da Terra
\n sotto forma di radiazione elettromagnetica. <\/font><\/p>\n

Le reazioni
\n di fusione producono energia, sono cio\u00e8 esoenergetiche, solo fino a che
\n hanno come risultato la produzione di nuclei di ferro o pi\u00f9 leggeri. Alla
\n base della domanda \u00e8 infatti proprio questo avvenimento: una stella di
\n grande massa produce elementi pesanti nel momento stesso in cui si sostiene
\n con le fusioni nucleari. Dal momento in cui le fusioni diventano endoenergetiche,
\n richiedono cio\u00e8 pi\u00f9 energia per prodursi di quanta ne liberino, negli
\n interni stellari non saranno pi\u00f9 efficienti e di conseguenza sempre pi\u00f9
\n rare e trascurabili nel computo globale. Di fatto la “macchina stella”
\n sembrerebbe essere congegnata per produrre tutti i nuclei conosciuti fino
\n al ferro ma non oltre. Nasce quindi il problema di comprendere dove e
\n come invece si producano gli elementi pi\u00f9 pesanti (con numero atomico
\n grossomodo maggiore di 70).<\/font><\/p>\n

La risposta
\n \u00e8 da cercarsi in tutte quelle reazioni nucleari che per loro natura non
\n sono importanti nel computo energetico complessivo della struttura stellare,
\n e che quindi in prima analisi vengono spesso trascurate. A questo proposito,
\n di particolare importanza \u00e8 l’intenso flusso di neutroni che si produce
\n in alcune fasi dell’evoluzione di stelle di grande massa. In fase di combustione
\n di elio, per esempio, una sequenza di reazioni che comincia con la fusione
\n dell’Azoto 14 con una particella alfa (un nucleo di elio) porta invariabilmente
\n alla produzione di un nucleo di magnesio 25 e di un neutrone libero. Analogamente
\n un intenso flusso di neutroni \u00e8 atteso durante l’esplosione di supernove.
\n Il punto importante \u00e8 che i neutroni, in quanto insensibili alla barriera
\n coulombiana, tenderanno agevolmente a fondersi con i nuclei circostanti
\n andando a produrre nuovi elementi. In pratica queste reazioni di “assimilazione”
\n di neutroni da parte della materia non danno contributi apprezzabili all’energetica
\n della stella nel suo complesso, ma producono elementi chimici che con
\n le usuali reazioni nucleari non sarebbero invece sintetizzati.<\/font><\/p>\n

La sequenza
\n dettagliata delle reazioni di cattura neutronica pu\u00f2 essere molto complessa,
\n tuttavia si pu\u00f2 in generale mettere in luce uno schema fisso secondo il
\n quale dopo una cattura si forma un nucleo che pu\u00f2 non essere stabile e
\n che quindi decade secondo uno dei suoi possibili schemi. Se il flusso
\n di neutroni non \u00e8 molto elevato la formazione di nuovi elementi avviene
\n secondo questo schema ripetuto di catture-decadimenti. Sono questi i processi
\n che in letteratura sono noti come processi “s” (dall’inglese slow<\/i>).
\n Se invece il flusso di neutroni, come avviene sovente nelle esplosioni
\n di supernove, risulta molto intenso, \u00e8 possibile che vari nuclei catturino
\n due o pi\u00f9 neutroni prima che abbiano il tempo di decadere nei loro stati
\n stabili, andando cos\u00ec a formare altri elementi. Si tratta questi dei cosiddetti
\n processi “r” (dall’inglese rapid<\/i>). <\/font><\/p>\n

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