Per dirla in modo semplice, senza le stelle semplicemente non esisteremmo. In realtà, probabilmente non esisterebbe alcuna vita. Ma perché le stelle sono così indispensabili?

La risposta più ovvia è naturalmente l'energia. Le stelle producono l'energia necessaria per la vita attraverso la fusione nucleare. Se le stelle non si fossero mai formate nell'Universo, ci sarebbero oscurità eterna e temperature inimmaginabilmente fredde, vicino a -273˚C. Il nostro Sole rilascia miliardi di watt di potenza e contribuisce a riscaldare il pianeta Terra, creando la giusta temperatura per l'acqua liquida e quindi per la vita.

Ma forse ancora più importante è il fatto che le stelle creano molti degli elementi essenziali per la vita. La maggior parte delle molecole importanti nel nostro corpo è composta da carbonio. Abbiamo anche bisogno di ossigeno nell'acqua, calcio nelle ossa, ferro nel sangue e molto altro. Tutti questi elementi vengono creati all'interno delle stelle. Quando le stelle muoiono, questi elementi vengono rilasciati nello spazio per riformarsi in quasi tutto ciò che conosciamo sulla Terra. Siamo letteralmente tutti fatti di stelle!

Per la maggior parte della loro vita, le stelle bruciano idrogeno e fondono nuclei di idrogeno in nuclei di elio. Ci sono due modi diversi per farlo. Il primo si chiama catena pp, il secondo si chiama ciclo CNO.

Le stelle che bruciano idrogeno sono chiamate stelle della Sequenza Principale, di cui abbiamo imparato nel capitolo precedente. Il nostro Sole è una stella della Sequenza Principale, con la maggior parte dell'energia creata tramite la catena pp, circa il 98,5%, e l'altro 1,5% creato tramite il ciclo CNO. Questo è tipico per una stella della massa del Sole. La catena pp è il processo nucleare dominante per le stelle della sequenza principale con masse fino a circa 1,5 volte la massa del nostro Sole. Qualsiasi massa superiore permetterebbe al ciclo CNO di dominare. Il Sole ha già bruciato circa la metà dell'idrogeno nel suo centro e ha circa 4,5 miliardi di anni.

La catena pp inizia sempre con due nuclei di idrogeno e produce elio-4. I nuclei di idrogeno (che formerebbero un atomo di idrogeno se fossero accompagnati da un elettrone) sono effettivamente singoli protoni, p. Quindi, i due protoni si fondono per formare deuterio, rilasciando un positrone e un neutrino mentre un protone si trasforma in neutrone. Il deuterio risultante si fonde poi con un altro protone per creare un isotopo dell'elio, elio-3, rilasciando anche un fotone.

Questo avviene in tutta la stella, quindi è disponibile un numero relativamente alto di molecole di elio-3. Da qui, ci sono in realtà tre modi diversi per produrre elio-4. La catena ppI produce l'86% dell'energia del Sole. In questo processo, due nuclei di elio-3 si fondono per produrre elio-4 e i protoni rimanenti vengono rilasciati per far parte eventualmente di un'altra reazione della catena pp.

La catena ppII produce circa il 14% dell'energia del Sole. In questo processo, una delle molecole di elio-3 si combina con una molecola di elio-4 già esistente per produrre berillio-7 e un fotone. Tuttavia, il berillio-7 è instabile e decade tramite cattura elettronica, cioè si combina con un elettrone per formare litio-7, e rilascia un neutrino nel processo. Infine il litio-7 si combina con una molecola di deuterio per creare due molecole di elio-4.

C'è anche la catena ppIII, responsabile solo dello 0,02% dell'energia del Sole. Qui, l'instabile berillio-7 si combina con un altro protone per formare boro-8 e un fotone. Il boro-8 è altamente instabile e decade rapidamente per formare un altro isotopo instabile del berillio, berillio-8, rilasciando un positrone e un neutrino come sottoprodotti. Il berillio-8 decade di nuovo in due elio-4.

CNO sta per "carbonio-azoto-ossigeno". Nel ciclo CNO questi elementi agiscono come catalizzatori per produrre elio. Qui un protone si fonde con un nucleo di carbonio-12 per produrre un azoto-13 instabile e un fotone. L'azoto-13 subisce un decadimento beta in carbonio-13, rilasciando un positrone e un neutrino. Poi il carbonio-13 si fonde con un altro protone per formare azoto-14 (e un fotone) che a sua volta si fonde con ancora un altro protone per formare ossigeno-15 (e un fotone). Tuttavia, l'ossigeno-15 subisce un decadimento beta positivo per formare azoto-15, un positrone e un neutrino. L'azoto-15 poi, finalmente, si fonde con un protone e poi si divide immediatamente per formare un nucleo di elio-4 e un nucleo di carbonio-12, che può continuare e ricominciare l'intero ciclo.

I processi nucleari che avvengono nel Sole, la catena pp e il ciclo CNO, creano molti prodotti di cui non abbiamo ancora parlato. Ovviamente, l'energia prodotta è principalmente fotoni, che vediamo come luce solare. Tuttavia, i processi nucleari producono anche molti neutrini.

I fisici trovano i neutrini molto intriganti: sono particelle molto insolite. I neutrini trasportano molta energia ma quasi non interagiscono con la materia. Non hanno carica elettrica e una massa estremamente piccola, quasi trascurabile. Possono attraversare oggetti come la luce solare attraversa una finestra di vetro pulito. I neutrini possono viaggiare senza ostacoli dal centro del Sole alla Terra in circa 8 minuti.

Usando attrezzature incredibilmente sofisticate, gli scienziati hanno trovato modi per rilevare questi neutrini in enormi laboratori sotterranei, lontano da qualsiasi radiazione di superficie. Questo può dare agli scienziati un modo per capire cosa sta succedendo al centro del Sole, dove vengono create queste particelle.

La parete del serbatoio d'acqua del Rivelatore di Neutrini Super-Kamiokande in Giappone è rivestita da migliaia di rivelatori di fotoni, ognuno delle dimensioni di una palla da spiaggia. Occasionalmente un neutrino proveniente dal Sole interagisce con una molecola d'acqua producendo fotoni che vengono registrati da uno o più di questi rivelatori. Fonte dell'immagine: Osservatorio Kamioka, ICRR Tokyo

Gli scienziati teorizzarono l'esistenza del neutrino molto prima che venisse rilevato, e furono in grado persino di prevedere quanti neutrini avrebbe prodotto il Sole ogni secondo, e quanti di questi sarebbero stati rilevabili sulla Terra. Tuttavia, quando negli anni '60 fu condotto un esperimento per confermarlo, ci fu una seria discrepanza. Per molti anni gli scienziati pensarono che qualcosa non andasse nel nostro modello del Sole perché solo circa un terzo o la metà del numero calcolato di neutrini veniva registrato dai rivelatori sulla Terra. Questa discrepanza fu chiamata il problema del neutrino solare.

Per capire la soluzione di questo problema, bisogna rendersi conto che esistono tre tipi (o sapori) di neutrini: neutrini dell'elettrone, del muone e del tau. Le reazioni nucleari al centro del Sole producono solo neutrini dell'elettrone. Tuttavia, se si assume che i neutrini dell'elettrone possano in qualche modo trasformarsi in neutrini del muone o del tau nel percorso dal centro del Sole alla Terra, ciò fornirebbe una spiegazione per i neutrini mancanti.

Fino al 2002 i rivelatori di neutrini terrestri potevano vedere solo neutrini dell'elettrone. I neutrini del muone non potevano essere rilevati da nessuno degli esperimenti precedenti in funzione dagli anni '60. Solo nel 2002 fu possibile rilevare neutrini dell'elettrone e del muone in un nuovo rivelatore, l'Osservatorio di Neutrini di Sudbury (SNO) in Canada. Fu allora dimostrato sperimentalmente che i neutrini possono cambiare il loro tipo e inoltre il problema del neutrino solare fu risolto perché la somma del numero di neutrini dell'elettrone rilevati più il numero di neutrini del muone rilevati corrispondeva esattamente alla previsione fatta dal nostro modello del Sole.

Questa foto mostra il grande recipiente che è riempito con acqua pesante nel laboratorio sotterraneo SNO in Canada. Questo esperimento ha permesso di rilevare neutrini dell'elettrone e del muone e quindi ha risolto il problema del neutrino solare. Fonte dell'immagine: Osservatorio di Neutrini di Sudbury.

Verso la fine della vita di una stella della Sequenza Principale, quando l'idrogeno per bruciare si esaurisce, la fusione dell'idrogeno si ferma. Incapace di produrre l'energia per sostenere il proprio peso, il nucleo della stella comincia a collassare, aumentando la pressione e la temperatura nel processo.

Alla fine, il nucleo della stella diventa abbastanza caldo da iniziare a bruciare elio. Questo fa espandere il guscio esterno ma con l'energia prodotta distribuita su un'area più grande, la stella in realtà si affievolisce e diventa più rossa. Ecco perché le stelle che si avvicinano alla fine della loro vita sono chiamate giganti rosse.

La fusione dell'elio avviene in un processo nucleare chiamato la reazione triplo-alfa e produce carbonio e ossigeno come sottoprodotti. Il carbonio è essenziale per la vita perché è in grado di formare le necessarie molecole complesse della vita (DNA, proteine). Lo stesso vale per l'ossigeno perché la vita ha bisogno di molecole d'acqua che contengono ossigeno (H₂O). Questo lo si può vedere facilmente dal fatto che la vita è scarsa o inesistente dove non c'è molta acqua disponibile, come nei deserti o sul pianeta Marte.

Il carbonio viene creato attraverso la combustione dell'elio mediante un processo nucleare unico, la cosiddetta reazione triplo-alfa. Si tratta di un processo in due fasi in cui prima due nuclei di elio (particelle alfa) si incontrano per formare berillio-8 (⁸Be). Nel secondo passaggio, un'altra particella alfa viene incorporata nel ⁸Be, producendo un nucleo di carbonio-12 (¹²C). Tuttavia, il legame tra le due particelle alfa che compongono il ⁸Be è molto debole e si separano nuovamente estremamente rapidamente (dopo circa 10^-16 s). La cattura di una terza particella alfa da parte del ⁸Be prima del suo decadimento è possibile solo perché questa cattura è potenziata da una cosiddetta risonanza nel ¹²C, che aumenta enormemente l'efficienza della terza cattura alfa.

L'esistenza e le proprietà dettagliate di questa risonanza furono previste dallo scienziato britannico Fred Hoyle (1915–2001) semplicemente dalla considerazione che senza di essa la produzione di carbonio nelle stelle non sarebbe sufficiente a permettere la vita. Solo due anni dopo la sua previsione, questa risonanza fu effettivamente scoperta in un esperimento di laboratorio. L'unicità del processo triplo-alfa si vede dal fatto che questo sembra essere l'unico caso in cui il risultato di un esperimento di laboratorio è stato previsto correttamente sulla base del fatto che altrimenti non esisteremmo.

Sir Fred Hoyle è noto per diverse teorie e come scrittore di fantascienza. Credeva però che l'universo fosse in "stato stazionario" e si espandesse a causa della creazione di nuova materia e non della teoria del "Big Bang" ampiamente accettata. Ironicamente, coniò il termine "Big Bang" in uno dei suoi articoli che criticava la teoria. Originariamente, il termine era inteso a deridere la teoria, ma i sostenitori della teoria decisero che era in realtà molto appropriato e lo mantennero.

La previsione e poi la scoperta della risonanza ¹²C di Fred Hoyle diede molto sostegno a un'altra sua teoria: l'ipotesi della nucleosintesi stellare, che sostiene che tutti gli elementi chimici naturali si formano dall'idrogeno all'interno delle stelle.

Quando l'elio si esaurisce al centro di una stella, ancora una volta il nucleo della stella si contrae, innalzando la temperatura e la densità in modo che ora il carbonio possa bruciare. Questo meccanismo di contrazione e accensione di un diverso carburante ogni volta che il carburante precedente si esaurisce si ripete e porta a ulteriori fasi di combustione consecutive, in cui i prodotti della combustione precedente sono i carburanti delle successive fasi di combustione. Si svolgono le seguenti fasi di combustione avanzata, producendo elementi sempre più pesanti: carbonio, ossigeno, neon e silicio. La combustione del silicio, che produce principalmente ferro, è l'ultima fase di combustione in una stella. Dopo di ciò, la combustione nucleare non può più produrre energia perché la fusione del ferro e dei nuclei più pesanti del ferro non rilascia energia.

L'immagine mostra il nucleo di una stella massiccia alla fine della combustione del silicio. Il raggio tipico del nucleo sarebbe ~R_Terra mentre il raggio dell'involucro sarebbe ~5 AU. Fonte: Richard Pogge, OSU.

La combustione nucleare al centro delle stelle è accompagnata dalla combustione a strati. I processi di combustione a strati sono simili alle precedenti fasi di combustione centrale e avvengono simultaneamente alla combustione centrale avanzata in gusci sferici attorno al centro dove la temperatura e la densità non sono così alte ma il carburante nucleare più leggero è ancora disponibile. Per esempio, quando il nucleo di una stella sta fondendo carbonio per produrre ossigeno, il guscio contiene ancora dell'elio rimasto. L'energia prodotta dal nucleo che fonde il carbonio riscalda il guscio finché non è abbastanza caldo da bruciare l'elio. L'elio si fonde in carbonio, che è pesante e cade nel nucleo fornendo più carburante.

Non tutte le stelle possono creare l'elenco completo degli elementi enumerati sopra. Più grande è la stella, più alta è la temperatura che il nucleo può raggiungere e più è probabile che riesca a produrre gli elementi più pesanti. Il nostro Sole per esempio non è particolarmente grande. Al momento fonde idrogeno per produrre elio e verso la fine della sua vita probabilmente riuscirà a fondere elio e produrre un nucleo di carbonio; ma è improbabile che raggiunga le temperature necessarie per fondere il carbonio.

Per le stelle con meno di 8 volte la massa del Sole, possono avvenire solo la combustione dell'idrogeno e dell'elio perché il nucleo della stella non raggiunge mai la temperatura e la densità necessarie per accendere un'altra fase di combustione. Al termine del processo di combustione dell'elio, rimangono solo i 2 gusci esterni: idrogeno al bordo, elio un po' più in dentro, e il nucleo della stella. Il nucleo è composto dal carbonio e dall'ossigeno prodotti nella reazione triplo-alfa. Poi pulsazioni e forti venti stellari causano lo spazzamento via degli strati esterni creando una nebulosa planetaria e lasciando una Nana Bianca.

Nelle stelle più grandi di 8 volte la massa del Sole, i processi nucleari possono continuare molto più a lungo, fino alla combustione del silicio, lasciando un nucleo di ferro. Quando questo finisce, la stella non può sostenere il proprio peso e i gusci esterni cadono rapidamente nella stella, poi rimbalzano dal denso nucleo in una potente onda d'urto, portando alla caratteristica esplosione di una supernova di tipo II, che lascia dietro di sé una Stella di Neutroni.

Attraverso questi venti ed esplosioni, gli elementi freschi creati nelle stelle vengono distribuiti come nuvole di gas e polvere nello spazio. Così, le stelle sono come fabbriche che producono elementi che sono i materiali da costruzione per nuove stelle, pianeti e in ultima analisi per noi, esseri umani.

Attraverso nebulose planetarie (sinistra) e supernovae (destra) gli elementi creati nelle stelle vengono distribuiti nello spazio. Fonti delle immagini: NASA

L'elemento più pesante che le stelle possono creare è il ferro, tramite processi di fusione nucleare che producono il nuovo elemento e rilasciano energia. Tuttavia, per gli elementi più pesanti del ferro, i costituenti sono meno disposti a stare insieme. Per esempio, se un protone caricato positivamente cercasse di fondersi con un nucleo positivo, poiché hanno la stessa carica e si respingono, invece di produrre energia, tale processo consumerebbe energia. Per raggiungere energie abbastanza alte da superare queste forze repulsive, sono necessarie temperature sempre più alte.

Come vengono creati allora elementi più pesanti come l'oro e l'uranio?

Alcuni di questi problemi vengono evitati quando si considerano i neutroni. I neutroni non hanno carica quindi sono in grado di fondersi con un nucleo senza dover superare la repulsione elettrica. Se i nuclei catturano neutroni, possono essere creati nuclei più ricchi di neutroni. Se un nucleo diventa troppo pieno di neutroni, alcuni dei neutroni si trasformeranno in un protone tramite il decadimento beta. Gli elementi più pesanti vengono prodotti in questo modo.

Tuttavia, questi possono avvenire solo in condizioni molto specifiche. Ci sono due processi che insieme sono noti come nucleosintesi stellare (fare nuclei nelle stelle).

Il processo lento o s: Questo processo avviene durante la combustione dell'elio dei Giganti Rossi. In questa fase, c'è un'abbondanza di neutroni, che vengono catturati da altri nuclei. Questo processo è lento perché vengono prodotti relativamente pochi neutroni e ci vogliono milioni di anni prima che venga prodotta una quantità apprezzabile di elementi pesanti. Questo produce elementi come lo zirconio, utilizzato come gemma o nei catalizzatori. Gli elementi prodotti in questo modo sono solitamente stabili perché il processo è abbastanza lento da permettere ai nuclei di decadere fino alla stabilità prima di catturare un altro neutrone.

Il processo rapido o r: Questo processo avviene durante la fase delle supernovae di tipo II. In questo caso i neutroni vengono prodotti dalla fusione di protoni ed elettroni (cattura di elettroni sui protoni). È rapido poiché viene prodotto un gran numero di neutroni e occorrono solo secondi per formare una quantità significativa di elementi pesanti. È così che vengono prodotti elementi come l'uranio e l'oro. I nuovi elementi si formano molto più velocemente di quanto possa avvenire il decadimento nucleare, quindi gli elementi prodotti in questo modo sono spesso instabili.

I raggi cosmici provenienti dallo spazio esterno sono state le prime particelle ad alta energia mai studiate. Ogni secondo alcune particelle cosmiche attraversano il tuo corpo, indipendentemente da dove ti trovi. È difficile determinare l'esatta origine dei raggi cosmici perché viaggiano da tutte le direzioni. Molti provengono dal nostro Sole, altri sono stati probabilmente emessi da supernovae. I raggi cosmici che colpiscono lo strato dell'atmosfera esterna sono principalmente protoni in rapido movimento e ad alta energia. Mentre si precipitano verso la Terra, si scontrano con gli atomi nell'aria (principalmente azoto e ossigeno), creando nuove particelle che piombano sulla superficie terrestre. La maggior parte di queste nuove particelle sono isotopi instabili.

Una delle storie più intriganti nella storia della Fisica Nucleare è stata la scoperta nel 1972 di un reattore nucleare naturale situato in Africa.

Le misurazioni di routine effettuate su campioni di UF₆ dalla Miniera di Oklo, in Gabon, Africa Centrale, mostrarono una discrepanza nella quantità dell'isotopo ²³⁵U, rispetto all'uranio proveniente da altre miniere. Concentrazioni più basse e la presenza di altri isotopi come neodimio e rutenio suggerivano che era avvenuta una reazione nucleare. Era sconcertante, e alcuni specularono persino che questi prodotti di scarto fossero stati lasciati da una civiltà aliena che aveva depositato i rifiuti radioattivi dei motori della loro astronave lì.

Alla fine, si scoprì che l'uranio naturale era stato concentrato nelle rocce da processi geologici a concentrazioni così elevate che le reazioni a catena nucleare erano riuscite ad avviarsi da sole circa due miliardi di anni fa e si erano sostenute per ben 1 milione di anni.

Dopo il Big Bang, circa 13,7 miliardi di anni fa (in alto a sinistra nell'immagine seguente), l'Universo era composto da un gas: idrogeno puro ed elio senza altri elementi (in alto al centro). Regioni più dense di quel gas alla fine collassarono per effetto della gravità e produssero stelle (a destra al centro). Le stelle producono elementi (il più pesante è il ferro per la maggior parte delle stelle) nell'arco di milioni o miliardi di anni (in basso). Alla fine della loro vita, le stelle distribuiscono gli elementi creati nello spazio attraverso nebulose planetarie e supernovae. Gli elementi più pesanti del ferro vengono prodotti durante le supernovae (a sinistra al centro). Gli elementi rilasciati formano nuove stelle e il processo continua. Questo ciclo è avvenuto diverse volte prima che si formassero il Sole e i pianeti (in alto a destra). Il Sistema Solare contiene elementi creati nelle generazioni precedenti di stelle. Fonte dell'immagine: Behacker & Partner