{"id":8337,"date":"2019-11-28T18:18:25","date_gmt":"2019-11-28T17:18:25","guid":{"rendered":"https:\/\/www.media.inaf.it\/2019\/11\/14\/nucleosintesi-isotopi-pesanti\/"},"modified":"2019-11-28T18:23:03","modified_gmt":"2019-11-28T17:23:03","slug":"oltre-il-ferro-nucleosintesi-di-isotopi-pesanti-media-inaf","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/cielipiemontesi.it\/?p=8337","title":{"rendered":"Oltre il ferro: nucleosintesi di isotopi pesanti | MEDIA INAF"},"content":{"rendered":"

Un team di astrofisici del quale fa parte anche Sergio Cristallo dell\u2019Osservatorio astronomico Inaf dell\u2019Abruzzo ha ricalcolato le percentuali relative agli isotopi presenti nel Sistema solare prodotti dal cosiddetto \u201cprocesso s\u201d utilizzando un modello fisico-numerico che simula l\u2019evoluzione chimica della materia nella Via Lattea<\/strong><\/em><\/p>\n

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Mai come negli ultimi due anni la ricerca sulla nucleosintesi<\/a> <\/strong>degli elementi chimici pesanti ha catalizzato l\u2019attenzione della comunit\u00e0 scientifica: a partire dalla scoperta nel 2017 di elementi pesanti e rari \u2013 come l\u2019oro e il platino \u2013 prodotti durante la fusione di due stelle di neutron<\/strong>i<\/a> in un fenomeno denominato \u2018kilonova<\/a>\u2019,<\/strong> associato al segnale di onde gravitazionali Gw 170717<\/a><\/strong>, sino alla pi\u00f9 recente identificazione delle righe spettrali dello stronzio<\/a> <\/strong>nello spettro della stessa curva di luce.<\/p>\n

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Crediti: N. Prantzos et. al., Mnras, 2019<\/p>\n<\/div>\n

Parallelamente a queste scoperte osservative, gli astrofisici teorici si sono impegnati a calcolare modelli stellari in grado di riprodurre quanto osservato, e predire quanto non ancora osservato. Tra le questioni pi\u00f9 importanti e delicate vi \u00e8 quella di identificare con precisione come e dove nelle stelle si formano gli elementi pi\u00f9 pesanti del ferro (Fe). L\u2019argomento \u00e8 stato affrontato recentemente in un articolo<\/a><\/strong>, pubblicato sua Monthly Notices of Royal Astronomical Society<\/em>, firmato fra gli altri anche da tre ricercatori dell\u2019Istituto nazionale di astrofisica: Sergio Cristallo<\/strong>, Marco Limongi<\/strong> e Alessandro Chieffi<\/strong>.<\/p>\n

La maggioranza degli isotopi pi\u00f9 pesanti del ferro vengono sintetizzati negli interni stellari attraverso due tipi di processi di cattura neutronica<\/a><\/strong>: la cattura neutronica lenta (processo \u201cslow\u201d, s<\/a><\/strong>) e la cattura neutronica veloce (processo \u201crapid\u201d, r<\/a><\/strong>); alcuni isotopi rari ricchi di protoni vengono invece prodotti nel cosiddetto \u201cprocesso p\u201d. I modelli teorici che riproducono il \u201cprocesso r\u201d sono ancora lontani dall\u2019avere un potere predittivo significativo, a causa sia della complessit\u00e0 nel simulare le fasi dell\u2019esplosione, sia delle numerose incertezze sui dati nucleari relativi agli isotopi lontani dalla cosiddetta \u201cvalle di stabilit\u00e0 \u03b2 (beta)\u201d. A causa di queste difficolt\u00e0, ad esempio, il contributo del \u201cprocesso r\u201d alla formazione degli elementi misurati sulla superficie del Sole viene calcolato sottraendo il corrispondente contributo derivante dal processo s (ossia r=1-s).<\/p>\n

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Sergio Cristallo, ricercatore all\u2019Inaf \u2013 Osservatorio astronomico d\u2019Abruzzo e coautore dello studio pubblicato su Mnras<\/p>\n<\/div>\n

\u00abNello studio appena pubblicato\u00bb, spiega Cristallo, \u00ababbiamo ricalcolato le percentuali relative al contributo \u201cs\u201d utilizzando un nuovo modello fisico-numerico, che simula l\u2019evoluzione chimica della materia nella nostra galassia. Tra gli ingredienti fondamentali figurano la quantit\u00e0 di elementi \u201cs\u201d espulsi da una stella (i cosiddetti \u201cyields<\/em> stellari\u201d) prodotti negli interni delle stelle massicce (con massa almeno 10 volte quella del Sole) e di quelle di massa piccola e intermedia (tra 1 e 6 volte la massa del Sole) durante la fase di ramo asintotico<\/a> <\/strong>(asymptotic giant branch<\/em>, Agb). Le quantit\u00e0 utilizzate derivano da modelli evolutivi stellari calcolati con codici numerici che condividono la stessa matrice e risultano \u2013 di conseguenza\u2013 tra loro omogenei. Questo risultato \u00e8 dunque unico nel suo genere. Inoltre, per la prima volta in letteratura, il risultato finale \u00e8 stato determinato da una sequenza di modelli di evoluzione chimica, che correggono iterativamente il contributo \u201cs\u201d ed \u201cr\u201d nella distribuzione solare, sino a raggiungere il livello di convergenza desiderato\u00bb.<\/p>\n

\u00abLe differenze principali rispetto ai lavori precedenti\u00bb, continua Cristallo, \u00abrisultano essere nella regione della cosiddetta \u201ccomponente debole\u201d del \u201cprocesso s\u201d, dove, per la prima volta, per alcuni isotopi \u2013 in precedenza interamente ascritti al \u201cprocesso r\u201d, come l\u2019isotopo 76 del germanio (76Ge) e l\u2019isotopo 82 del selenio (82Se) \u2013, \u00e8 stato previsto un contributo non trascurabile dal processo \u201cs\u201d\u00bb.<\/p>\n

Il confronto tra il nuovo modello e la distribuzione solare osservata mostra un accordo eccellente, tenuto conto delle incertezze osservative, come si pu\u00f2 apprezzare nel grafico superiore della figura qui sopra, dove le previsioni teoriche delle abbondanze degli elementi al momento della formazione del Sole, avvenuta circa 4,5 miliardi di anni fa, vengono confrontate con la corrispondente distribuzione degli elementi misurata. Nel grafico inferiore della stessa figura, invece, il risultato teorico \u00e8 scomposto nelle tre componenti nucleosintetiche alla base della produzione degli elementi pesanti: il \u201cprocesso s\u201d (punti gialli), che avviene nelle stelle Agb e nei nuclei delle stelle massicce prima dell\u2019esplosione; il \u201cprocesso r\u201d (quadrati azzurri), che avviene durante la fusione di due stelle di neutroni o durante lo scoppio di una stella di neutroni con un forte campo magnetico (magnetar<\/a>); e il \u201cprocesso p\u201d (crocette viola), responsabile della produzione di alcuni rari isotopi ricchi di protoni.<\/p>\n

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Contributo dei processi s, r e p alla composizione pre-solare di isotopi ed elementi. Il contributo di ciascun processo \u00e8 proporzionale all\u2019area colorata della casella corrispondente. Crediti: N. Prantzos et. al., Mnras, 2019<\/p>\n<\/div>\n

\u00abEsistono gruppi di elementi principalmente prodotti dal \u201cprocesso s\u201d, come stronzio (Sr), ittrio (Y), zirconio (Zr), bario (Ba), lantanio (La), cerio (Ce), neodimio (Nd) e piombo (Pb); o dal processo \u201cr\u201d, come rutenio (Ru), rodio (Rh), iodio (I), xenon (Xe), europio (Eu) gadolinio (Gd) e terbio (Tb). Le tabelle con le nuove percentuali del contributo \u201cr\u201d\u00bb, conclude Cristallo, \u00absaranno nei prossimi anni un riferimento per gli scienziati che studiano questo processo: in particolare, le percentuali isotopiche per gli elementi dal gallio al bismuto sono complementari allo studio<\/a> pubblicato dall\u2019astronoma Jennifer Johnson<\/strong> sulla rivista Science<\/em> lo scorso febbraio\u00bb.<\/p>\n

Per saperne di pi\u00f9:<\/strong><\/p>\n<\/div>\n

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