Nucleosintesi - Didattica delle Scienze

La nucleosintesi stellare è il termine che indica le reazioni nucleari che avvengono all'interno di una stella, con l'effetto di produrre i nuclei degli elementi chimici.
Nelle stelle vengono prodotti tutti gli elementi chimici tranne l'idrogeno. L'elio, benché prodotto in quantità, è già presente nell'Universo in grandi percentuali, e l'aggiunta da parte delle stelle è piccola. Per tutti gli altri elementi le stelle sono le principali responsabili della loro esistenza. In particolare le stelle di grande massa producono le quantità più grandi di elementi fino al Fe56, mentre gli elementi più pesanti possono essere prodotti solo in un'esplosione di supernova, che avviene alla fine della vita di una stella di grande massa.
Nel 1939, Hans Bethe (premio Nobel per la fisica nel 1967) analizzò le differenti possibilità per delle reazioni in cui l'idrogeno viene fuso in elio. La catena protone-protone che è la principale fonte di energia nelle stelle di piccola massa, come il Sole o più piccole ed un secondo, il ciclo carbonio-azoto-ossigeno, è importante in stelle più grandi.
¹H + ¹H  

La fusione dell'idrogeno in elio può avvenire anche secondo un altro processo denominato CNO, questo processo richiede la presenza di questi elementi pesanti come il carbonio, l'azoto e l'ossigeno (il nome deriva dai simboli chimici dei rispettivi elementi: C, N, O). Questi elementi fungono da catalizzatori in quanto, anche prendendo parte alla reazione, alla fine vengono restituiti inalterati per prender parte ad un nuovo ciclo. Il cui risultato netto delle reazioni è la trasformazione di 4 nuclei di idrogeno in elio.
¹²C + ¹H

La nucleosintesi delle supernove è la produzione di nuovi elementi chimici all'interno delle supernovae. Ciò accade principalmente a causa dell'esplosiva nucleosintesi durante la combustione dell'ossigeno e del silicio. Queste reazioni di fusione creano gli elementi silicio, zolfo, cloro, argon, potassio, calcio, scandio, titanio, vanadio, cromo, manganese, ferro, cobalto e nichel. In seguito alla loro espulsione durante un'esplosione di supernova, la loro abbondanza nel mezzo interstellare aumenta. Gli elementi pesanti (più pesanti del nichel) si formano in prevalenza a seguito di un processo di cattura dei neutroni noto come processo r; in realtà ci sono altri processi ritenuti responsabili della nucleosintesi di alcuni di questi elementi, come ad esempio il processo rp e un fenomeno di fotodisintegrazione noto come processo p. Quest'ultima sintetizza gli isotopi più leggeri e poveri di neutroni degli elementi pesanti.
A causa della grande quantità di energia rilasciata, in una esplosione di supernova le temperature raggiunte sono molto più elevate di quelle registrabili su una stella normale, per quanto grande. Le alte temperature favoriscono un ambiente in cui si formano gli elementi di massa atomica superiore a 254, fino al californio. Nella fusione nucleare della nucleosintesi stellare, il peso più elevato per un elemento fuso è quello del nichel, che raggiunge un isotopo di massa atomica 56. Un processo di cattura di un neutrone, chiamato processo s, durante la nucleosintesi stellare, può creare elementi fino al bismuto, con massa atomica 209. Il processo s avviene in prevalenza nelle stelle di piccola massa che si evolvono più lentamente. (tratto da Wikipedia)