Quanto può pesare un elemento? Un team internazionale di ricercatori ha scoperto che le stelle antiche erano in grado di produrre elementi con masse atomiche superiori a 260, più pesanti di qualsiasi elemento della tavola periodica presente naturalmente sulla Terra. La scoperta approfondisce la nostra comprensione della formazione degli elementi nelle stelle.

Siamo, letteralmente, fatti di roba da star. Le stelle sono fabbriche di elementi, dove gli elementi si fondono o si rompono costantemente per creare altri elementi più leggeri o più pesanti. Quando parliamo di elementi leggeri o pesanti, parliamo della loro massa atomica. In generale, la massa atomica si basa sul numero di protoni e neutroni nel nucleo di un atomo di quell'elemento.

È noto che gli elementi più pesanti vengono creati solo nelle stelle di neutroni tramite il processo di cattura rapida dei neutroni, o processo r. Immaginate un singolo nucleo atomico fluttuante in una zuppa di neutroni. All'improvviso, un gruppo di quei neutroni rimane attaccato al nucleo in un periodo di tempo molto breve, di solito in meno di un secondo, quindi subisce alcuni cambiamenti interni da neutrone a protone, e voilà! Si forma un elemento pesante, come l'oro, il platino o l'uranio.

Gli elementi più pesanti sono instabili o radioattivi, nel senso che decadono nel tempo. Un modo per farlo è mediante la scissione, un processo chiamato fissione.

"Il processo r è necessario se si vogliono produrre elementi più pesanti, ad esempio, del piombo e del bismuto", afferma Ian Roederer, professore associato di fisica alla North Carolina State University e autore principale della ricerca. Roederer ha lavorato in precedenza presso l'Università del Michigan.

"Devi aggiungere molti neutroni molto rapidamente, ma il problema è che per farlo hai bisogno di molta energia e molti neutroni", afferma Roederer. "E il posto migliore per trovarli entrambi è il momento della nascita o della morte di una stella di neutroni, o quando le stelle di neutroni si scontrano e producono gli ingredienti grezzi per il processo.

"Abbiamo un'idea generale di come funziona il processo r, ma le condizioni del processo sono piuttosto estreme", afferma Roederer. "Non abbiamo una buona idea di quanti diversi tipi di siti nell'universo possano generare il processo r, non sappiamo come finisce il processo r e non possiamo rispondere a domande come quanti neutroni puoi aggiungere? Oppure, quanto può essere pesante un elemento? Quindi abbiamo deciso di esaminare gli elementi che potrebbero essere formati dalla fissione in alcune vecchie stelle ben studiate per vedere se potevamo iniziare a rispondere ad alcune di queste domande."

Il team ha dato uno sguardo nuovo alla quantità di elementi pesanti in 42 stelle ben studiate nella Via Lattea. Si sapeva che le stelle avevano elementi pesanti formati dal processo r nelle precedenti generazioni di stelle. Adottando una visione più ampia delle quantità di ciascun elemento pesante trovato in queste stelle collettivamente, piuttosto che individualmente come è più comune, hanno identificato modelli precedentemente non riconosciuti. Il lavoro appare sulla rivista Science .

Questi modelli segnalavano che alcuni elementi elencati vicino al centro della tavola periodica – come l’argento e il rodio – erano probabilmente i resti della fissione degli elementi pesanti. Il team è stato in grado di determinare che il processo r può produrre atomi con una massa atomica di almeno 260 prima della fissione.

"Quel 260 è interessante perché non abbiamo mai rilevato nulla di così pesante nello spazio o in natura sulla Terra, nemmeno nei test sulle armi nucleari", afferma Roederer. "Ma vederli nello spazio ci dà indicazioni su come pensare ai modelli e alla fissione e potrebbe darci un'idea di come si è formata la ricca diversità di elementi."

Ulteriori informazioni: Ian U. Roederer et al, I modelli di abbondanza degli elementi nelle stelle indicano la fissione di nuclei più pesanti dell'uranio, Scienza (2023). DOI:10.1126/science.adf1341. www.science.org/doi/10.1126/science.adf1341

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