Le abbondanze cosmiche

Come spesso accade e come ho già mostrato altre volte, le domande non sono mai banali quanto invece possono esserlo le risposte.
Questo articolo mi è stato suggerito da un post apparso tempo fa  in un social network in cui si chiedeva quale fosse l’elemento chimico più abbondante nell’Universo dopo l’idrogeno e dell’elio. La risposta, poi non tanto ovvia, è che l’ossigeno, seguito dal carbonio, il neon e l’azoto, sono gli elementi chimici più abbondanti del nostro Universo e – a parte l’elio e il neon – che guarda caso, sono anche gli elementi su cui si basa la nostra biochimica.

Credit: Il Poliedrico

L’origine degli elementi chimici più abbondanti e leggeri dell’Universo stesso è da ricercarsi nella genesi della materia barionica nell’Universo, da 3 a 20 minuti dopo il Big Bang.
Fu in quel poco tempo a loro disposizione che pochi protoni riuscirono a infrangere la barriera coloumbiana che normalmente li tiene separati e fondersi insieme. Così si formarono i nuclei degli elementi chimici più pesanti dell’idrogeno: l’elio, il litio e il berillio – questi ultimi due sono oggi molto più rari – nacquero allora, in quel breve momento – per fortuna – in cui tutto l’Universo aveva temperature e densità come un nucleo stellare.
Ci vollero però altri 380000 anni all’Universo per espandersi e diventare abbastanza freddo da consentire ai protoni liberi e a quei nuclei atomici poco più complessi che si erano formati nella prima nucleosintesi della storia dell’Universo di legarsi agli elettroni fino ad allora liberi. Fu allora che la materia barionica più leggera assunse la forma che ci è più familiare: l’atomo neutro 1.
Idrogeno e elio con litio e berillio in tracce  era tutto quello che c’era nell’Universo primordiale, fino a che una parte di tutta quella materia barionica si condensò in stelle.

Nucleosintesi stellare

La nucleosintesi stellare è l’insieme delle reazioni nucleari che avvengono all’interno di una stella, una catena di processi energetici che hanno come risultato finale nuclei degli elementi chimici  più pesanti partendo dall”idrogeno fino al ferro.
L’idrogeno è l’elemento di partenza dal quale vengono prodotti tutti gli altri elementi chimici riuscendo ad emettere energia nelle stelle. Queste reazioni dette esogene, cessano con la produzione dell’isotopo del ferro chiamato ferro-56 (56Fe).
I cicli di nucleosintesi sono sostanzialmente due: il ciclo protone-protone, che vale per le stelle di massa fino a 1,5 masse solari, e il ciclo CNO (Carbonio-Azoto-Ossigeno), più efficiente ma che solo le stelle con masse superiori al suddetto limite possono sostenere.
Un piccolo appunto: la prima generazione di stelle nacque in  un universo dove non c’era alcuna traccia di carbonio, azoto o ossigeno, per cui l’unica reazione di fusione nucleare per loro possibile era quella diretta protone-protone, molto meno efficiente, fino a che nel loro nucleo non si produssero anche i nuclei di 12C. Questo limite sicuramente ha pesato sul processo vitale di quelle stelle. Peccato che oggi non è più possibile  studiarle in dettaglio.

Gigantesche stelle blu bruciarono buona parte dell’idrogeno di cui erano composte al loro interno creando tutti gli altri elementi chimici fino al ferro in pochi -forse decine – milioni di anni.

Quando la nucleosintesi nelle stelle arrivò a sintetizzare il ferro dal silicio, il loro massiccio peso non più sorretto dall’energia delle reazioni termonucleari rimbalzò sul nucleo e le fece esplodere come supernovae, spargendo le preziose ceneri della combustione nucleare nello spazio. Le onde d’urto aiutarono la formazione di altre stelle 2 e così via, in un ciclo che è ancora oggi attuale.

Anche se il contributo delle supernove fu certamente rilevante nell’evoluzione chimica dell’Universo, la parte più importante l’ebbero però le stelle un po’ più piccole, fino a 4 masse solari, della popolazione successiva, la Popolazione II.

Queste stelle non sarebbero esplose come suoernovae rendendosi visibili ovunque nell’Universo, ma più semplicemente alla fine del loro ciclo vitale avrebbero restituito le loro ceneri nucleari al cosmo verso come semplici nebulose planetarie.

Numero atomicoElementoFrazione di massa in parti per milione
1Idrogeno739000
2Elio240000
8Ossigeno10400
6Carbonio4600
10Neon1340
26Ferro1090
7Azoto960
14Silicio650
12Magnesio580
16Zolfo440
Attraverso le analisi spettroscopiche su stelle e nebulose della Via Lattea sono state stimate le abbondanze relative degli elementi più comuni di questo angolo di Universo. Questi sono i dieci elementi più comuni nella Via Lattea.
Altre analisi hanno mostrato che questa è comunque una buona stima comparabile a quella osservata per altre galassie conformemente al loro stadio evolutivo.

Simulazione grafica della formazione di una nebulosa planetaria. Credit: Wikipedia

Per questo le abbondanze relative vedono primeggiare i primi prodotti di nucleosintesi rispetto agli elementi più pesanti del ferro che si formano per cattura neutronica durante il collasso di supernova e dal decadimento radioattivo di alcuni di questi.

Ma la cosa che più affascina in questa tabella è che a eccezione dell’elio e del neon che sono gas nobili e che quindi non reagiscono con alcun altro elemento chimico, tutti gli altri sono componenti fondamentali della biochimica a base carbonio come le conosciamo.
Che noi fossimo figli delle stelle era certo, anche le modalità con cui certe abbondanze si sono create indicano come l’evoluzione dell’Universo sia diretta verso la creazione la Vita.


Note:

  1. Quando sorseggiate un bicchiere d’acqua pensate che quei due atomi di idrogeno che compongono ogni molecola di quello che bevete sono vecchi quasi quanto l’Universo stesso.
  2. La Popolazione II.

Umberto Genovese

Autodidatta in tutto - o quasi, e curioso di tutto - o quasi. L'astronomia è una delle sue più grandi passioni. Purtroppo una malattia invalidante che lo ha colpito da adulto limita i suoi propositi ma non frena il suo spirito e la sua curiosità. Ha creato il Blog Il Poliedrico nel 2010 e successivamente il Progetto Drake (un polo di aggregazione di informazioni, articoli e link sulla celebre equazione di Frank Drake e proposto al l 4° Congresso IAA (International Academy of Astronautics) “Cercando tracce di vita nell’Universo” (2012, San Marino)) e collabora saltuariamente con varie riviste di astronomia. Definisce sé stesso "Cercatore".

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