Si è spenta Margaret Burbidge: insieme ad altri tre scienziati aveva completato il lungo lavoro che nello scorso secolo ha definito la nascita degli elementi della tavola periodica.
B2HF: un’apparente (ma falsa) formula chimica con cui sono passati alla storia i due coniugi Margaret e Geoffrey Burbidge (B2), il fisico Fred Hoyle (H), e il suo collega William Fowler (F). Lo scorso 5 aprile, all’età di cento anni, è venuta mancare la signora Burbidge, rendendo così il famoso quartetto definitivamente memoria. Suo marito era infatti già deceduto nel 2010, Hoyle ci aveva lasciato nel 2001 e Fowler nel 1995.
Chi erano i Burbidge, Fowler e Hoyle?
Se i quattro della B2HF sono famosi c’è un motivo bene preciso: ben pochi sapevano analizzare le reazioni nucleari meglio di quanto era in grado di fare Fowler, e non vi erano probabilmente così tanti fisici teorici più in gamba di Geoffrey Burbidge, e sarebbe stato arduo trovare qualcuno in grado di usare lo spettroscopio per l’analisi chimica delle stelle meglio di sua moglie Margaret, e poi Fred Hoyle…Fred Hoyle aveva dimostrato qualche anno prima come da tre nuclei di elio ne potesse nascere uno di carbonio, sulla scia del lavoro svolto nel 1951 da Ernst Opik e Edwin Salpeter. Carbonio che nasce dall’elio: fu la base da cui partì il lavoro dei quattro. Ed è la base da cui noi partiamo oggi: vi siete mai chiesti quale possa essere l’età dei vari elementi chimici? Insomma, se essi abbiano tutti la stessa età o meno, e se questa possa corrispondere a quella dell’Universo? Nei primi istanti di vita dell’Universo, immediatamente dopo il Big Bang, vi era la presenza esclusiva di soli tre elementi, i primi e più leggeri della tavola periodica: idrogeno (per circa il 75%), elio (circa il 25%), e litio (in piccolissime tracce insieme al deuterio, un isotopo dell’idrogeno).
La nascita degli elementi più pesanti
E gli elementi più pesanti? D’altronde nella tavola periodica sono presenti oltre cento elementi, e tolta la piccola percentuale di quelli creati dall’uomo in laboratorio, ne rimangono ancora molti non compresi nell’insieme composto da idrogeno, elio e litio. È qui che entrano in gioco quelli che probabilmente sono i più poetici dei corpi celesti: le stelle. Erano passati 200 milioni di anni dal Big Bang quando le prime stelle si accesero, formate da idrogeno e da elio, e iniziarono il lungo processo che le tiene in vita: la fusione nucleare. Dapprima il carburante di questa reazione fu rappresentato dalle riserve di idrogeno, di cui la stella era ricca, poi una volta esaurito si passò all’elio. Fu qui che atomi di elio, sotto pressioni maggiori, iniziarono a fondersi per formare atomi di carbonio. E qui siamo al punto dove era già arrivato Fred Hoyle, e da cui il nostro articolo è partito. Cos’è successo dopo? Il processo continuava molto similmente per atomi più pesanti, e così un atomo di carbonio legato ad uno di elio dava origine all’ossigeno, e così via. Man mano che si andava avanti, però, più l’elemento a bruciare era pesante meno era la produzione di energia, tanto da arrivare ad un punto in cui non vi era più abbastanza energia e la stella collassava in una nana bianca. Questo limite dipende anche dalla massa della stella, e così una stella della massa del sole non riuscirà mai ad andare oltre la combinazione di atomi di carbonio. Più in generale il limite fisso, oltre il quale neanche masse maggiori riescono a produrre elementi, è rappresentato dal ferro. A questo punto avremo riempito una buona parte della tavola periodica (il ferro rappresenta il ventiseiesimo elemento), ma una ancora più grande parte rimane scoperta: elementi di grande importanza come argento, oro, piombo, platino, più pesanti del ferro, non hanno ancora trovato il loro punto di nascita.
Processo S e processo R
È qui che entra in gioco il meraviglioso lavoro dei quattro scienziati: furono loro a ipotizzare prima, e sperimentare poi, la presenza di un nuovo processo di reazione nucleare in stelle ancora differenti: le giganti rosse, di massa pari fino a nove volte quella del sole. Si tratta del processo S, dall’inglese slow (lento), un processo che necessita, infatti, di migliaia di anni, a causa della presenza molto ridotta nell’Universo di neutroni liberi, necessari ad aumentare la massa degli elementi e quindi la loro pesantezza, se catturati. Con esso si spiegano la formazione di numerosi isotopi dell’atomo di ferro, e la formazioni di atomi più pesanti, come stronzio, ittrio, zirconio e bario, ma ancora non si spiegavano la formazione di elementi come oro, argento e platino. Allora i Burbidge, Hoyle e Fowler ipotizzarono, e verificarono anche in questo caso, l’esistenza di un nuovo processo, chiamato processo R, dall’inglese rapid, proprio perché si opponeva per velocità al processo S, avvenendo in un arco di tempo compreso tra i 0.01 e i 10 secondi. Questo processo avviene durante l’esplosione delle supernove, così potente da provocare un rapidissimo bombardamento di neutroni sui nuclei nuclei degli elementi, così veloce da accadere prima che questi decadano, formando così gli ultimi elementi che mancavano all’appello. Fu una scoperta brillante, che dimostrò che tutta la materia che ci circonda, è nata proprio nelle stelle. Ed in questo senso, pensando alle supernove, è affascinante pensare che, anche noi, infondo, siamo polvere di stelle.
