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Origine e distribuzione degli elementi

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Illustriamo come si sono formati gli elementi e per quale motivo li si rinviene con la loro caratteristica incidenza in natura, sia sulla terra che nel cosmo.

L'osservazione astrofisica che l'universo si espande ha dato origine all'idea che 13 miliardi di anni fa tutta la massa-energia (E = mc2) fosse concentrata in una regione puntiforme, la quale esplose durante quello che è stato detto l’ Hot Big Bang, la Grande Esplosione.

Espansione dell’Universo

¯

Circa 13 miliardi di anni fa tutta la massa-energia era concentrata in una regione puntiforme (raggio < 0.01 mm, d = 1098 g cm-1, T = 1032 K)

                           ¯             

Big Bang  ® 1 secondo: T 1010 K

                               neutroni, protoni ed elettroni

                               equilibrio  neutroni Û protoni

                         2 secondi: Rapporto stabile

                                 25% neutroni, 75% protoni

                           >2 secondi: intervengono la forza Forte e

                                 la forza Elettromagnetica, D e He

Deuterio

                               1H + 1n  ® 2H (D)

 Elio

2H + 1n  ®3H       3H + 1H ®4He  oppure

2H + 1H  ®3He    3He + 1n ®4He

                                 fino a esaurimento dei neutroni.

                          10-500 secondi: 25% della materia 4He e

                           minima frazione di 2H. Massa atomica

                           limitata a 4.

                          >500 secondi: Scendendo T tutti i protoni danno

                                    atomi di H. Densità Universo ca. 1000

                                    volte maggiore di una attuale galassia.

 

Cominciarono a condensare nuvole di gas He e H per effetti gravitazionali. A T < 107 K varie reazioni termonucleari (hydrogen burning)  che globalmente danno:  

                  41H ® 4He + 2e+ + 2n + Energia

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n = neutrino, carica = 0, massa circa= 0, <1/300 massa elettrone.

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Gli sviluppi successivi vanno considerate nell’ambito dei processi di evoluzione stellare (T interne alle stelle da 107 a 108 K) che produssero elementi più pesanti.  

 

Distribuzione degli elementi nell'universo

 Nell'arco di alcune ore dopo l'inizio dell'universo T era già caduta di tanto da permettere che la maggior parte della materia fosse presente nella forma di atomi di H (89%) e di He (11%).

H ed He rimangono gli elementi più abbondanti dell'universo (Vedi).  

 

 

 

La distribuzione degli elementi non è uniforme. Ad esempio l’incidenza naturale sulla Terra dei vari elementi appare poco correlata con la loro incidenza naturale nel cosmo.

Criteri generali:

1. L’abbondanza diminuisce approssimativamente in modo esponenziale al crescere del numero di massa A fino ad A circa 100 (Z = 43). Dopo la diminuzione diviene più graduale.

2. Vi e’ un netto picco attorno a Z = 23-28 (V, Cr, Mn, Fe, Co, Ni), con un massimo per il Fe (circa 103 più abbondante di quanto atteso).

3. D (deuterio), Li, Be, B sono rari confrontati con i vicini.

4. Fino a Z = 21 (Sc) i nuclei con A divisibile per 4 sono più abbondanti, es. 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S, 36Ar e 40Ca. (regola di Oddo, 1914).

5. Atomi con A pari sono più abbondanti di quelli con A dispari. Così vale in genere anche per Z.

 

Qualunque teoria della nucleosintesi non può esimersi dal tener conto di questo andamento.  

 

Nucleosintesi degli elementi leggeri

Nelle prime stelle H e He che si addensavano insieme incominciarono a fondersi.

Si formarono gli elementi di numero atomico uguale o minore di 26 (Fe).  Tali processi di fusione nucleare vanno sotto il nome di «combustione dell’elio» (helium burning): 

 

24He ® 8Be + g

8Be + 4He ® 12C + g

12C + 1H ® 13N ® 13C + e+ + n

 

Nelle stelle più pesanti (T > 6 x 108 K) e’ possibile il ciclo carbonio-azoto CN:

 

12C + 1H ® 13N

13N ® 13C + e+ + n

13C + 1H ® 14N + g

14N + 1H ® 15O + g

15O ® 15N + e+ + n

15N + 1H ® 12C + 4He

 

Produce 4He da  4 1H; è quindi un processo catalizzatato (da C) di hydrogen burning.

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La fase dell'evoluzione stellare legata al ciclo dell'elio produce elementi di massa multipla di 4 e non sfocia nella formazione di Li, Be e B come prodotti terminali stabili. 

L'origine di questi tre elementi è  incerta; derivano probabilmente da una frammentazione (spallation) di nuclei di C, N ed O.

Altri processi, come il carbon burning e oxygen burning producono altri elementi più pesanti, come:

 

12C + 12C ® 20Ne + 4He

16O + 16O ® 28Si + 4He

 

L'abbondante presenza di Fe nell'universo si accorda con il fatto che esso possiede il nucleo dotato della massima stabilità. L'energia di legame per nucleone

 

 EN = Dm c2/N

  del 56Fe  è la massima tra tutti gli elementi (Vedi).

 

 

Nucleosintesi degli elementi pesanti

Gli elementi più pesanti del ferro derivano  da una varietà di processi, fra i quali la cattura dei neutroni derivanti dalla disintegrazione degli elementi più leggeri in base a reazioni come 

23Ne + a  ®  26Mg + n

Con un flusso intenso di neutroni, come in una supernova (l'esplosione di una stella), un nucleo può catturare più neutroni e divenire un isotopo progressivamente più pesante (spesso instabile). 

L’isotopo emetterà quindi un elettrone dal proprio nucleo sotto forma di particella b-, aumentando Z di una unità e trasformandosi in un nuovo elemento.

 Esempio, da Mo (Z = 42) a Tc (Z = 43):

 

                               98Mo + n  ® 99Mo + g

                                              ¯

                                           99Tc + b- + n

 

Il nucleo figlio, prodotto di una reazione nucleare può assorbire  un altro neutrone, e il processo continuare, costruendo gli elementi più pesanti.

 

Dei circa 108 elementi, 90 sono naturali (i primi 92, fino a U,  meno Tc e Pm); non ci sono isotopi stabili con Z > 83 (Bi).

 

 

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Distribuzione degli elementi sulla terra

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 La chimica inorganica si è sviluppata con gli elementi così come si trovano distribuiti sul nostro pianeta.

 La differenziazione della distribuzione terrestre degli elementi (vedi) deriva dai processi geologici di formazione del pianeta.

 

Può essere utile  il concetto geochimico di volatilità.

Un elemento è volatile come tale  (es. i gas nobili) o perchè forma minerali volatili nelle condizioni dell'era seguita alla condensazione della Terra.

 

       volatili:  C, alogeni, Hg, Cd, Ga, Ge, Pb, Bi, Zn

non volatili:  Fe, Co, Ni, Si, Be, Ca

 

Gli elementi meno volatili (in senso geochimico) sono distribuiti sulla Terra come nell'Universo (vedi le meteoriti). I più volatili sono molto diminuiti rispetto alla loro presenza nel cosmo, per  le alte temperature raggiunte nella formazione della Terra. La composizione terrestre in base al concetto di volatilità geochimica è mostrata in Figura.

 

 

I processi di condensazione

Gli elementi non volatili  sono raccolti fra i «condensati primitivi». 

Relativamente impoverito è il gruppo degli elementi moderatamente volatili:

Ag, Zn, Ge, Sn e F

 

Fortemente impoverito è il gruppo degli elementi volatili:

Cd, Hg, Pb e alogeni diversi da F

 

Condensati primitivi 

®   Fe (condensa a ca. 1500 K con il 12.5% di Ni)

®  diopside (CaMgSi2O6, condensa a ca. 1450 K)

®   anortite (CaAl2Si2O8, condensa a 1350 K)

 

Quindi Fe, O, Mg e Si costituiscono  oltre il 90 % della Terra.  Gli elementi S, Ni, Al e Ca sono un altro 6-7%.

Nella distribuzione zonale la Terra è suddivisa in cinque zone principali: atmosfera, idrosfera, crosta, mantello e  nocciolo.

Il nocciolo è costituito principalmente di Fe legato con Ni. Sopra il metallo liquido “galleggiavano” fasi meno dense (come nell’altoforno) contenenti Si, O e Mg, come silicati e come ossidi (mantello inferiore). Quindi, fino alla crosta predominano alluminosilicati.

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