All'origine dei nuclei pesanti

Con il processo di nucleosintesi si intende quel fenomeno fisico alla base della creazione dei nuclei atomici e quindi degli atomi. Si distingue essenzialmente tra due generi distinti di nucleosintesi: quella primordiale e quella stellare.
La nucleosintesi primordiale è la responsabile dell'origine degli atomi di idrogeno, elio e litio presenti nell'universo nella forma soprattutto dei loro isotopi più diffusi (elio-3 e -4, deuterio, litio-7). Secondo il modello del Big Bang nella sua versione attuale, tale processo è avvenuto all'incirca 20 minuti dopo l'iniziale espansione superaccelerata dello spaziotempo⁽¹¹⁾.
L'idea originale della nucleosintesi primordiale venne espressa nel famoso articolo $\alpha\beta\gamma$⁽⁶⁾ da Ralph Alpher e George Gamow. E lo stesso Gamow diede un contributo anche allo sviluppo del modello della nucleosintesi stellare, il cui primo contributo risale ad Arthur Eddington in un articolo del 1920⁽¹⁾. Gamow, invece, propose nel 1928 il così detto fattore di Gamow^{(2, 10)}, utilizzato da Robert d'Escourt Atkinson e Fritz Houtermans per realizzare i primi calcoli sulle reazioni termonucleari stellari⁽³⁾ e dallo stesso Gamow insieme con Edward Teller per ricavare il tasso di produzione di energia all'interno di una stella⁽⁴⁾. \[P_g (E) = e^{-{\sqrt {\frac {E_g}{E}}}}\] Subito dopo Hans Bethe analizza di differenti processi che dalla fusione dell'idrogeno portano alla produzione di elio, determinando alla fine due sorgenti possibili per l'interno delle stelle: la catena protone-protone e il ciclo carbonio-azoto-ossigeno. Il lavoro di Bethe, però, non dava conto della produzione degi nuclei più pesanti. Tocca a Fred Hoyle fornire i primi pezzi teorici per comprendere tale processo: in un paio di articoli distanziati quasi dieci anni uno dall'altro⁽⁷⁾, Hoyle descrizze come gli stadi avanzati della fusione nucleare all'interno delle stelle massiccie avrebbe potuto sintetizzare gli elementi dal carbonio al ferro.
Negli anni Sessanta del XX secolo, in particolare grazie a Donald Clayton, il modello di Hoyle venne ulteriormente migliorato grazie all'utilizzo del computer portando alla descrizione di due distinte reazioni, il processo S⁽⁸⁾ e il processo R⁽⁹⁾, entrambi utilizzati per descrivere la creazione degli elementi più pesanti del ferro.
In particolare il processo R sembra sia stato quello che ha guidato il rilascio di energia della famosa kilonova dell'agosto del 2017: esaminando lo spettro di luce proveniente da quella fusione di stelle di neutroni, un team dell'ESO è stato in grado di determinare la presenza dello stronzio⁽¹²⁾, elemento tristemente famoso nel suo isotopo stronzio-90 come sottoprodotto delle esplosioni nucleari.

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1. Eddington, A. S. (1920). The internal constitution of the stars. The Observatory. 43: 341–358.  ↩
2. Gamow, G. (1928). Zs. Phys. 51, 204 ↩
3. Atkinson, R. and Houtermans, F. Aufbaumöglichkeit in Sternen, Z. für Physik 54 656-665 (1929). ↩
4. Gamow, G., & Teller, E. (1938). The rate of selective thermonuclear reactions. Physical Review, 53(7), 608. doi:10.1103/PhysRev.53.608 ↩
5. Bethe, H. A. (1939). Energy Production in Stars. Physical Review. 55 (5): 434–456. doi:10.1103/PhysRev.55.434. ↩
6. Alpher, R. A., Bethe, H., & Gamow, G. (1948). The origin of chemical elements. Physical Review, 73(7), 803. doi:10.1103/PhysRev.73.803 ↩
7. Hoyle, F. (1946). The synthesis of the elements from hydrogen. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 106 (5): 343–383. doi:10.1093/mnras/106.5.343.
   Hoyle, F. (1954). On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel. The Astrophysical Journal Supplement Series. 1: 121. doi:10.1086/190005. ↩
8. Clayton, D. D.; Fowler, W. A.; Hull, T. E.; Zimmerman, B. A. (1961). Neutron capture chains in heavy element synthesis. Annals of Physics. 12 (3): 331–408. doi:10.1016/0003-4916(61)90067-7. ↩
9. Seeger, P. A.; Fowler, W. A.; Clayton, D. D. (1965). Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture. The Astrophysical Journal Supplement Series. 11: 121–126. doi:10.1086/190111. ↩
10. Nadyozhin, D. K. (1995). Gamow and the Physics and Evolution of Stars. Space Science Reviews, 74(3-4), 455-461. doi:10.1007/BF00751432 ↩
11. Coc, Alain; Vangioni, Elisabeth (2017). Primordial nucleosynthesis. International Journal of Modern Physics E. 26 (8): 1741002. doi:10.1142/S0218301317410026 (arXiv) ↩
12. Darach Watson et al. (2019). Identification of strontium in the merger of two neutron stars. Nature 574, 497–500. doi:10.1038/s41586-019-1676-3 ↩