Questa è la conclusione a cui è giunto un team di astronomi guidato da Ian Roederer dell'Università del Michigan dopo aver esaminato 42 stelle della Via Lattea, le cui abbondanze chimiche possono essere spiegate solo dalla precedente produzione di elementi con masse atomiche superiori a 260. Lo studio è stato pubblicato su Science.


Le fabbriche degli elementi cosmici

"Siamo polvere di stelle". La famosa espressione ci ricorda che le stelle sono fabbriche di elementi, quegli elementi che compongono la materia nell'universo, inclusi gli esseri viventi. Sì, perché a eccezione dell’idrogeno, dell’elio e di alcune tracce di altri elementi leggeri, tutti gli atomi che vediamo intorno a noi sono stati creati da processi astrofisici, come le supernove, le collisioni di stelle di neutroni e le collisioni di particelle ad alta energia.

Quando si parla di elementi leggeri o pesanti, ci si sta riferendo alla massa atomica, il cui valore dipende dai protoni e neutroni nel nucleo di un atomo di un dato elemento.
Le collisioni di supernova e le stelle di neutroni sono in grado di restituire fino all’uranio-238, che è l’elemento naturale più pesante.

L'uranio si forma attraverso il cosiddetto processo r, un processo di nucleosintesi in cui i neutroni vengono rapidamente catturati dai nuclei atomici per formare un elemento più pesante. È un meccanismo complesso e c'è ancora molto che non capiamo su come avviene o su quale potrebbe essere il suo limite di massa superiore. Questo nuovo studio, tuttavia, suggerisce che il processo r nelle primissime stelle avrebbe potuto produrre elementi molto più pesanti con masse atomiche superiori a 260.

 

Instabilità degli elementi pesanti

Gli elementi più pesanti sono instabili o radioattivi, nel senso che decadono nel tempo. Uno dei modi con cui ciò avviene è la fissione, una reazione nucleare in cui il nucleo atomico di un elemento chimico pesante decade in nuclei di atomi di numero atomico inferiore e, quindi, di minore massa, con emissione di una grande quantità di energia e radioattività.

"Il processo r è necessario se si vogliono produrre elementi più pesanti, ad esempio, del piombo e del bismuto", afferma Roederer.
"Devi aggiungere molti neutroni molto rapidamente ma il problema è che per farlo hai bisogno di molta energia e molti neutroni", spiega. “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 le materie prime per il processo".

"Abbiamo un'idea generale di come funziona il processo r ma le condizioni del processo sono piuttosto estreme".
"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 formarsi dalla fissione in alcune vecchie stelle ben studiate, per vedere se potevamo iniziare a rispondere ad alcune di queste domande".

 
Nuovi modelli

Il team ha dato uno sguardo nuovo alla quantità di elementi pesanti in 42 stelle ben studiate nella Via Lattea, note per possedere elementi pesanti formati dal processo r nelle precedenti generazioni di stelle. Quindi, sono stati in grado di identificare nuovi modelli adottando una visione più ampia delle quantità di ciascun elemento pesante trovato nel gruppo, piuttosto che individualmente in ciascuna stella.

I risultati mostrano che alcuni elementi elencati vicino al centro della tavola periodica, come l’argento e il rodio, sono probabilmente i resti della fissione degli elementi pesanti. Quindi, 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 una guida su come pensare ai modelli e alla fissione e potrebbe darci un’idea di come si è formata la ricca diversità di elementi”. 

Oltre al processo r di catture neutroniche rapide, ci sono altri due modi per creare nuclei atomici pesanti: il processo p (dove la p sta per protone) in cui i nuclei ricchi di neutroni catturano i protoni e il processo s che induce la nucleosintesi per mezzo di catture lente (slow in inglese) di neutroni. Ma nessuno di questi può creare un rapido accumulo di massa necessaria per gli elementi oltre l’uranio. Ed è solo nelle stelle ipermassicce di prima generazione che la nucleosintesi del processo r avrebbe potuto generare tali elementi.