Sintesi degli elementi in stelle
Gli elementi sono sintetizzati in fasi discrete durante la vita di una stella, e alcuni passaggi si verificano solo nelle stelle più massicce conosciute (Figura \(\PageIndex{2}\)). Inizialmente, tutte le stelle sono formate dall’aggregazione di “polvere” interstellare, che è principalmente idrogeno. Mentre la nube di polvere si contrae lentamente a causa dell’attrazione gravitazionale, la sua densità raggiunge alla fine circa 100 g/cm3 e la temperatura aumenta a circa 1.5 × 107 K, formando un plasma denso di nuclei di idrogeno ionizzato. A questo punto, iniziano le reazioni nucleari autosufficienti e la stella “si accende”, creando una stella gialla come il nostro sole.
Nella prima fase della sua vita, la stella è alimentata da una serie di reazioni di fusione nucleare che convertono l’idrogeno in elio:
La reazione complessiva è la conversione di quattro nuclei di idrogeno a un nucleo di elio-4, che è accompagnata dal rilascio di due positroni, due \(\gamma\) raggi, e una grande quantità di energia:
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Queste reazioni sono responsabili per la maggior parte dell’enorme quantità di energia che viene rilasciata come la luce del sole e del calore solare. Ci vogliono diversi miliardi di anni, a seconda delle dimensioni della stella, per convertire circa il 10% dell’idrogeno in elio.
Una volta che si sono formate grandi quantità di elio-4, si concentrano nel nucleo della stella, che diventa lentamente più densa e più calda. Ad una temperatura di circa 2 × 108 K, i nuclei di elio-4 iniziano a fondersi, producendo berillio-8:
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Sebbene il berillio-8 abbia sia un numero di massa pari che un numero atomico pari, ha anche un basso rapporto neutrone-protone (e altri fattori oltre lo scopo di questo testo) che lo rende instabile; si decompone in solo circa 10-16 s. Ciò nonostante, questo è abbastanza lungo per poter reagire con un terzo nucleo di elio-4 per formare carbonio-12, che è molto stabile. Le reazioni sequenziali di carbonio-12 con elio-4 producono gli elementi con un numero pari di protoni e neutroni fino al magnesio-24:
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Tale energia viene rilasciata da queste reazioni che provoca l’espansione della massa circostante di idrogeno, producendo una gigante rossa che è circa 100 volte più grande della stella gialla originale.
Mentre la stella si espande, i nuclei più pesanti si accumulano nel suo nucleo, che si contrae ulteriormente fino a una densità di circa 50.000 g / cm3, quindi il nucleo diventa ancora più caldo. Ad una temperatura di circa 7 × 108 K, il carbonio e l’ossigeno nuclei sottoposti a reazioni di fusione nucleare per produrre sodio e silicio nuclei:
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A queste temperature, il carbonio-12 reagisce con l’elio-4 per avviare una serie di reazioni che producono più ossigeno-16, neon-20, magnesio, 24, e la silicon-28, così come più pesante nuclidi come zolfo-32, argon-36), e di calcio-40:
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L’energia rilasciata da queste reazioni provoca un’ulteriore espansione della stella per formare una supergigante rossa e la temperatura interna aumenta costantemente. A una temperatura di circa 3 × 109 K, i nuclei che si sono formati scambiano liberamente protoni e neutroni. Questo processo di equilibratura forma elementi più pesanti fino al ferro – 56 e al nichel-58, che hanno i nuclei più stabili conosciuti.