Mai come negli ultimi due anni la ricerca sulla formazione –nucleosintesi– degli elementi chimici pesanti ha catalizzato l’attenzione della comunità scientifica: a partire dalla scoperta nel 2017 di elementi pesanti e rari, come l’oro e il platino, prodotti durante la fusione di due stelle di neutroni in un fenomeno denominato “Kilonova”, associato al segnale di onde gravitazionali GW170717 (vai all’articolo su Nature), sino alla più recente identificazione delle righe spettrali dello stronzio nello spettro della stessa curva di luce (vai all’articolo).

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 più importanti e delicate vi è quella di identificare con precisione come e dove nelle stelle si formano gli elementi più pesanti del ferro (Fe). L’argomento è stato affrontato recentemente in un articolo scientifico pubblicato sulla rivista Monthly Notices of Royal Astronomical Society, firmato anche da Sergio Cristallo, ricercatore dell’Osservatorio Astronomico d’Abruzzo.

La maggioranza degli isotopi più pesanti del ferro vengono sintetizzati negli interni stellari attraverso due tipi di processi di cattura neutronica: la cattura neutronica lenta (processo “slow”, s) e la cattura neutronica veloce (processo “rapid”, r); alcuni isotopi rari ricchi di protoni vengono invece prodotti nel cosiddetto “processo p”. I modelli teorici che riproducono il “processo r” sono ancora lontani dall’avere un potere predittivo significativo, a causa sia della complessità nel simulare le fasi dell’esplosione, sia delle numerose incertezze sui dati nucleari relativi agli isotopi lontani dalla cosiddetta “valle di stabilità β (beta)”. A causa di queste difficoltà, ad esempio, il contributo del “processo r” alla formazione degli elementi misurati sulla superficie del Sole viene calcolato sottraendo il corrispondente contributo derivante dal processo s (ossia r=1-s).

Nello studio appena pubblicato, spiega Sergio Cristallo, sono state ricalcolate le percentuali relative al contributo “s” utilizzando un nuovo modello fisico-numerico, che simula l’evoluzione chimica della materia nella nostra Galassia. Tra gli ingredienti fondamentali figurano la quantità di elementi “s” espulsi da una stella (i cosiddetti “yields” stellari), 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” (asymptotic giant branch, AGB). Le quantità utilizzate derivano da modelli evolutivi stellari calcolati con codici numerici che condividono la stessa matrice e risultano –di conseguenza– tra loro omogenei. Questo risultato è dunque unico nel suo genere. Inoltre, per la prima volta in letteratura, il risultato f inale è stato determinato da una sequenza di modelli di evoluzione chimica, che correggono iterativamente il contributo “s” ed “r” nella distribuzione solare, sino a raggiungere il livello di convergenza desiderato.

Le differenze principali rispetto ai lavori precedenti risultano essere nella regione della cosiddetta “componente debole” (“weak component”) del processo “s”, dove, per la prima volta, per alcuni isotopi –in precedenza interamente ascritti al “processo r”, come l’isotopo 76 del germanio (⁷⁶Ge) e l’isotopo 82 del selenio (⁸²Se)–, è stato previsto un contributo non trascurabile dal processo “s”.

Il confronto tra il nuovo modello e la distribuzione solare osservata mostra un accordo eccellente, tenuto conto delle incertezze osservative, come si può apprezzare nel grafico superiore della figura, 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 (in colore arancio).  Nel grafico inferiore della stessa figura, invece, il risultato teorico è scomposto nelle tre componenti nucleosintetiche alla base della produzione degli elementi pesanti: il processo “s”, che avviene nelle stelle AGB e nei nuclei delle stelle massicce prima dell’esplosione; il processo “r”, 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”); e il processo “p”, responsabile della produzione di alcuni rari isotopi ricchi di protoni.

Esistono gruppi di elementi principalmente prodotti dal processo “s”, come stronzio (Sr), ittrio (Y), zirconio (Zr), bario (Ba), lantanio (La), cerio (Ce), neodimio (Nd) e piombo (Pb); o dal processo “r”, come rutenio (Ru), rodio (Rh), iodio (I), xenon (Xe), europio (Eu), gadolinio (Gd) e terbio (Tb).

Le tabelle con le nuove percentuali del contributo “r” saranno 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 pubblicato dall’astronoma Jennifer Johnson sulla rivista Science lo scorso febbraio (vai all’articolo).

Approfondimenti:

Guarda il video esplicativo sulla “valle di stabilità β (beta)”, dove si vede come il processo “s” scorre lungo la valle, mentre il processo “r” si allontana producendo elementi estremamente instabili.