Essi non riguardano più la fusione nucleare, ma la cattura di neutroni. Normalmente, questi processi  sono legati alla fase di supernova, ma avvengono anche in condizioni particolari, quando l’energia a disposizione è nettamente inferiore.  Approfitto di un articolo scritto molto tempo fa per collegarmi al caso particolare.

E’ stato un sogno per secoli e secoli, ma senza alcun risultato pratico. Di cosa parliamo? Del miraggio degli alchimisti: la trasformazione del comunissimo Ferro nel preziosissimo Oro. Forse lo faceva Re Mida con l’aiuto (o punizione) divina, ma altre prove storiche non esistono.

Ebbene, la faccenda è complicata anche per l’Universo ed esso ha dovuto aspettare la morte delle prime stelle massicce per riuscire in questo difficile compito. Sappiamo ormai molto bene che stelle come il Sole possono giungere nella loro fusione del nucleo solo fino all’ossigeno. Ci vogliono stelle ben più massicce per ottenere le temperature e le pressioni necessarie a creare “cipolle” stellari che arrivino a produrre elementi più pesanti. Ma anche queste hanno un limite: il Ferro 56, ossia con 56 nucleoni (protoni e neutroni), il che vuole anche dire un isotopo con 26 protoni e 30 neutroni.

Questo elemento è il più stabile che si conosca e non esiste temperatura e pressione in grado di farlo fondere. Poveri alchimisti… lo avessero saputo, non ci avrebbero nemmeno provato! La figura che segue mostra l’andamento della stabilità del nucleo (ossia l’energia di legame nucleare) in funzione del numero di nucleoni. Come si vede il Ferro 56 raggiunge il valore massimo.

Eppure sappiamo benissimo che in qualche modo l’Universo è riuscito ad andare oltre. Come ha fatto? Presto detto: ha cambiato tecnica, non più la fusione nucleare, ma la cattura di neutroni all’interno dei nuclei atomici. I neutroni, benché a carica nulla, sono estremamente importanti nell’Universo, in quanto -a differenza dei protoni- decadono spontaneamente e velocemente (in solo otto minuti) e si trasformano proprio in protoni (decadimento beta).

Il problema sta allora nell’avere a disposizione molti neutroni, in grado di essere catturati. Ciò non può capitare, normalmente, all’interno delle stelle e bisogna aspettare un fenomeno di energia spaventosa, in grado di cambiare violentemente le condizioni in cui si trovano le particelle. Non è cosa facile. Nella fusione si andava in discesa: bastava riscaldare e fondere. Ora, invece, comincia la salita: bisogna fornire “qualcosa” per andare avanti.

Il neutrone è una particella molto particolare, da un lato fortunata e dall’altra sfavorita dalla sorte. Non avendo carica elettrica può superare tranquillamente le barriere che i protoni  sollevano verso particelle di uguale carica. Il suo “passaporto” gli permette di entrare dove vuole e di cambiare come vuole il nucleo atomico. Però, ha anche un gran difetto, come già accennato: se non si “accasa” convenientemente nel nucleo, decade in solo otto minuti e si trasforma in un protone, più un elettrone e un antineutrino. Tanta fortuna per sopravvivere pochi minuti…

All’Universo, però, questo mix di fortuna e sfortuna fa un grosso favore. Se un nucleo di Ferro 56 si rimpinza di neutroni niente cambierebbe, dato che si sarebbe creato solo un isotopo molto pesante. Tuttavia, se i neutroni che si sono aggiunti sono troppi, l’elemento diventa instabile. I neutroni appena arrivati decadono velocemente, trasformandosi in protoni. Eureka! Se nasce un nuovo protone aumenta il numero atomico e si può andare ben oltre il Ferro. La strada è aperta verso l’Oro e anche l’Uranio, il più pesante tra tutti. L’Universo sì, che è un vero alchimista!

Quando nascono queste condizioni così particolari e sconvolgenti? Presto detto: durante l’esplosione di una stella che abbia già creato al suo interno un gran numero di atomi pesanti come il Ferro. Durante l’esplosione le velocità e il numero di neutroni liberi diventano impressionanti. E’ una vera e propria corsa di queste particelle alla ricerca di una nuova casa. Non hanno problemi a superare la barriera dei protoni e si affollano nei nuclei atomici. Qualcuno magari riesce a sistemarsi, ma la maggior parte è costretta a decadere e trasformarsi velocemente in protoni. Il gioco è fatto. Le supernove sono riuscite a realizzare il sogno degli alchimisti!

Questo processo viene chiamato “processo r”, o di “cattura veloce”. Il vero segreto di questo processo sta nel poter catturare il maggior numero di neutroni prima che questi decadano spontaneamente. Se ve ne sono tanti e viaggiano velocemente, gli otto minuti sono più che sufficienti a far sì che molti di loro siano ormai inseriti all’interno di nuclei atomici quando inizia il decadimento.

Grandi esplosioni, “grandi” (o meglio “pesanti”) elementi. Piccole esplosioni, “piccoli” (o meglio “leggeri”) elementi.

Esiste, infatti, un altro processo in grado di produrre elementi più pesanti del Ferro. Non fa un granché, ma è sempre meglio che niente. Le stelle come il Sole mostrano anch’esse una fine (o meglio “trasformazione” finale) non proprio tranquilla. Quando non hanno più combustibile si raffreddano e diventano nane bianche. In questa fase si producono neutroni liberi. Non tanti e nemmeno troppo veloci. Tuttavia, bastano perché almeno uno di loro si infili nei nuclei di quel poco Ferro che queste stelle avevano recuperato dalle loro antenate esplose precedentemente. Attraverso questa “cattura lenta”  o “processo s”  si formano elementi come il Bario, il Rame, l’Osmio, lo Stronzio, e il Tecnezio.

Qualcuno potrebbe dire: “Perché invece di usare i neutroni e aspettare il loro decadimento, non si usano direttamente i protoni? Sarebbe ben più facile aumentare il numero atomico!”. Teoricamente sì, ma non è semplice inserire un nuovo protone all’interno di un nucleo atomico. I suoi amici residenti fanno di tutto per tenerlo lontano, a causa della sua carica elettrica uguale. Bisognerebbe superare questa forza di repulsione che è fortissima.

Ogni tanto ci si riesce, ma le condizioni devono essere molto particolari. Ancora un volta abbiamo bisogno delle stelle doppie.

Per essere “ammesso” nel nucleo, un protone libero deve essere molto energetico, per cui questo processo avviene solo a temperature estremamente alte. Se le due stelle del sistema sono abbastanza vicine, sappiamo bene che una delle due può iniziare a rubare materiale alla compagna (attraverso il famoso punto lagrangiano che separa i rispettivi lobi di Roche). Questo materiale fornisce un flusso di protoni liberi, abbastanza caldi ed energetici da superare la barriera alzata dai protoni del nucleo e fondersi con loro. Lantanio, Rutenio e Samario sono elementi tipici prodotti in questo processo, detto di “cattura protonica” o  “processo p”.

Come si è capito bene, dei tre processi quello veramente fondamentale è la cattura veloce, o “r”. Ora è chiaro il motivo dei continui insuccessi degli alchimisti dei secoli passati: non erano in grado di creare una supernova nei loro laboratori segreti!

A questo punto, facciamo un passo indietro e studiamo meglio il processo s. Abbiamo visto che è una specie di ripiego, utilizzato da stelle di massa relativamente piccola come il nostro Sole quando si trasformano in nana bianca. Tuttavia, in stelle poco più grandi (fino a tre volte la massa solare) in una loro fase evolutiva avanzata si verificano le condizioni per il processo s. Parliamo della fase di ramo asintotico delle giganti.

E’ un momento in cui si formano isotopi pesanti che vengono trascinati in superficie tramite impulsi ricorrenti della stella che cerca di bruciare l’idrogeno degli strati attorno al nucleo e, ogni tanto, l'elio del nucleo. una respirazione molto affannosa e violenta. Ricordiamo, però, che anche stelle di grande massa, possono utilizzare il processo s poco prima di esplodere come supernove e dare il via al processo r, molto più efficace. Tanto per dire tutto e il contrario di tutto, si è notato il processo s anche in stelle di massa minore a quella del Sole (classe M). La vera differenza sta nel tipo di isotopi che si riescono a costruire attraverso la cattura lenta dei neutroni.

A noi interessa, in particolar modo, quella che dà origine a due elementi particolarmente interessanti: il Tecnezio (Tc) 99 e il Niobio (Nb) 93 (questi numeri si riferiscono al numero di massa, mentre il numero atomico dei due elementi è 43 e 41, rispettivamente), che si riferiscono a stelle da 0.8 a 8 masse solari. Ricordiamo che : numero atomico = numero di protoni o elettroni, numero di massa = numero di nucleoni.

Perché sono così importanti questi elementi radioattivi? Perché decadono molto in fretta. Il 99Tc, ad esempio, ha un tempo di dimezzamento di solo 200 000 anni. Ne consegue che se viene osservato in una stella esso non può riferirsi a residui presenti nella nebulosa da cui si è formata. Lo deve avere costruito lei in tempi molto recenti. Ma se l’ha costruito lei, diventa immediatamente una specie di cronometro che indica l’età della stella e la temperatura della sua parte interna. Infatti, la trasformazione e il trascinamento verso le zone superficiali devono avvenire sotto certe condizioni particolari, che sono un po’ troppo complicate per essere descritte in dettaglio, ma che indicano abbastanza esattamente la temperatura e l’età della stella.

Vale la pena ricordare ciò che aveva detto Eddington nel 1926 riguardo alla temperature stellare: “Sembra proprio che l’interno del Sole e delle stelle, in generale, sia uno dei luoghi più inaccessibili dell’Universo. Quale strumento potrà mai penetrare attraverso gli strati gassosi e giungere fino alla loro parte più interna?” Circa 90 anni dopo, si è avuta una parziale risposta.

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