Il Segreto dell’Universo

Quanto il pianeta sarebbe un oasi felice se solo le persone dedicassero un centesimo del loro tempo nel conoscere i nostro universo…….

…..scoprirebbe quanto piccoli sono i problemi sulla terra in relazione all’infinito che ci circonda e potrebbe cosi mettere ordine alle piccole cose intorno a noi che necessitano solo di un briciolo di umiltà di fronte a tanta grandezza.

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È un miracolo: il telescopio James Webb, costato 10 miliardi di dollari, è stato lanciato, dispiegato e attivato con successo. Ora sta inviando immagini incredibili che forse avete già visto:

Le immagini non sono solo belle. Rivelano i segreti dell’universo. Stanno tracciando territori inesplorati.

Perché tutto questo è importante? Perché l’umanità è chiamata dalle stelle a visitarle e a portare loro la vita. Perché avremo bisogno dello spazio se vogliamo vivere per sempre. Perché lo spazio sta diventando una parte sempre più importante dell’esperienza umana, della difesa, della politica e dell’economia. Non possiamo capire il futuro dell’umanità se non capiamo lo spazio.

Il segreto dello spazio è racchiuso in questo grafico:

Spiega perché il Sole è così caldo e giallo. Perché non ci brucia. Perché stiamo in piedi sulle rocce e non sul gas. Perché vediamo ciò che vediamo e non, ad esempio, i segnali radio o wifi. Come possiamo ottenere energia quasi infinita. Cosa dovrebbe mostrarci il telescopio James Webb. E molto altro ancora. Come si legge questo grafico?

Sull’asse orizzontale ci sono i diversi elementi dell’universo (idrogeno, ossigeno, carbonio…) ordinati in base alle loro dimensioni , dal più piccolo (idrogeno a sinistra) al più pesante (uranio a destra).

Si può notare che c’è scritto “numero di nucleoni nel nucleo”. Un nucleone è una pallina di materia al centro di un atomo. Ne esistono due tipi: i protoni (che hanno una carica elettrica positiva) e i neutroni (senza carica). Per esempio, l’idrogeno H1, a sinistra, ha un solo protone e basta. A sinistra, l’uranio ha 92 protoni e circa 143 neutroni (che si sommano a 235 nucleoni, da cui il nome U235).

Sull’asse verticale si trova la stabilità di questi atomi. L’idrogeno (H1) si trova in basso a sinistra, il che significa che è molto instabile. La curva sale rapidamente, poi rallenta, fino a raggiungere il vertice con il ferro (Fe), il più stabile di tutti gli elementi. Da lì in poi, gli elementi diventano di nuovo meno stabili, fino all’uranio.

La stabilità è l’opposto dell’energia. Qualcosa che ha molta energia è molto instabile e cerca di perdere energia per diventare più stabile . Quindi un nucleone dell’uranio ha più energia di uno del ferro e un nucleone dell’idrogeno ha più energia di qualsiasi altro tipo di nucleone.

Per capire la stabilità in modo intuitivo, immaginate un gruppo di palline magnetiche. Quando i magneti sono separati e lontani l’uno dall’altro, non succede nulla. Ma quando si avvicinano l’uno all’altro, si raggruppano.

Si può dire che quando questi magneti sono da soli, sono instabili: in qualsiasi momento, potrebbero imbattersi in un altro magnete e immediatamente si uniscono. Una volta che lo fanno, la combinazione è più stabile ma ha meno energia: ora è necessario applicare una certa energia per costringerli a dividersi .

Ok, quindi elementi diversi hanno livelli diversi di energia e stabilità. Ma quanto c’è di ogni elemento?

Infatti, il 98% è costituito da idrogeno o elio! Pensateci: tutto ciò che abbiamo in giro sulla Terra, l’azoto della nostra atmosfera, il carbonio di cui siamo fatti, il silicio della sabbia, il ferro e il nichel del nucleo terrestre… tutto ciò rappresenta il 2% della materia della galassia!

Come è possibile? Perché quasi tutto è idrogeno ed elio? A causa del Big Bang.

Era pura energia. L’energia si è concentrata in piccole particelle che, scontrandosi tra loro, hanno formato i nucleoni più piccoli: protoni e neutroni. L’idrogeno è solo un protone, ecco perché c’è così tanto idrogeno nell’universo: è l’elemento più semplice, più basilare, più vicino all’energia pura.

A volte, durante e subito dopo il Big Bang, alcuni di questi atomi di idrogeno si sono combinati con altri idrogeni e neutroni per diventare elio (che è composto da due protoni e due neutroni).

Questo non è facile da fare, tuttavia, perché forse sapete che i protoni hanno una carica elettrica positiva, quindi si respingono l’un l’altro. Ci vuole molta energia per superare questa forza, ma una volta superata, i protoni si attaccano in modo molto forte l’uno all’altro. Si fondono.

Se torniamo alla metafora delle palline calamitate, immaginiamo che siano sparse su un tavolo. In questo modo sono stabili. Immaginate che, per qualche strana ragione, quando avvicinate due magneti l’uno all’altro, inizialmente si respingono. Ma se li si costringe ad avvicinarsi abbastanza, improvvisamente si supera la repulsione iniziale e prevale un’attrazione più forte.

Se tornate al grafico precedente, vedrete che l’elio è molto più stabile dell’idrogeno. Quindi, quando idrogeni e neutroni si fondono per diventare elio, rilasciano molta energia nel processo di stabilizzazione.

Ma come si può vedere, i protoni devono diventare meno stabili prima di potersi fondere con altri protoni e neutroni. Questa è l’energia necessaria per vincere la repulsione dei protoni a carica positiva.

Questo processo di fusione tra protoni e neutroni si chiama fusione e si trova in due luoghi: nelle stelle e nei reattori a fusione.

Fusione stellare

Questo è il processo principale che avviene nelle stelle: gli atomi di idrogeno si fondono per diventare elio, rilasciando molta energia nel processo. Ma perché questo processo non si è verificato in quantità molto maggiori vicino al Big Bang? E come fanno le stelle a raccogliere l’energia necessaria per superare la repulsione tra i protoni?

Nei minuti successivi al Big Bang, l’energia era molto concentrata, quindi sono emersi molti protoni e alcuni di essi si sono fusi con i neutroni per formare l’elio.

Ma la densità di energia era così alta che tutte queste particelle si sono diffuse in tutte le direzioni. Nel giro di pochi minuti, non c’era più abbastanza forza per farle confluire nell’elio. La maggior parte della fusione si è fermata.

Ma poi, grazie alla gravità, alcuni di questi protoni e neutroni (=”nucleoni”) hanno ricominciato ad avvicinarsi l’uno all’altro. Più si avvicinavano, più si generava gravità e più attiravano altri nucleoni. Man mano che si riunivano, la pressione tra loro iniziava ad aumentare. A un certo punto, c’erano così tanti nucleoni che premevano l’uno contro l’altro che alcuni di essi iniziarono a fondersi. L’energia rilasciata durante la fusione è stata sufficiente a spingere i nucleoni vicini a fondersi a loro volta. La catena di reazioni ha incendiato l’intero gruppo di atomi.

È nata una stella.

Una stella è materia appena sufficiente insieme per spingere i protoni a superare la loro repulsione e diventare elio, rilasciando una tonnellata di energia nel processo, che innesca un’ulteriore fusione di altri atomi di idrogeno.

Ecco come appare quella reazione nella curva più importante dell’universo:

Questa è la fonte della maggior parte dell’energia delle stelle.

Fermiamoci qui per un attimo. Guardate questo enorme salto di stabilità! Per darvi un’idea degli ordini di grandezza, confrontatelo con il processo di fissione.

Intermezzo sull’energia di fissione

Quella che comunemente chiamiamo “energia nucleare” è la fissione. Scinde l’uranio in elementi più piccoli.

Quando si scinde in elementi più piccoli, questi sono più stabili dell’uranio, quindi la scissione libera energia. È questa l’energia della fissione nucleare.

Probabilmente sapete quanto sia potente, dalle bombe nucleari al poco combustibile necessario per alimentare un’enorme centrale nucleare.

Ora fate un confronto con l’energia di fusione, che fonde gli atomi di idrogeno:

Questi sono alcuni dei motivi per cui tutti vogliono scoprire la fusione: genera un’energia sostanzialmente maggiore rispetto alla scissione degli atomi di uranio e si può usare l’idrogeno al posto dell’uranio, che è estremamente comune. È ovunque.

Fine della parentesi sulla fissione.

Ok, torniamo alle nostre stelle. Abbiamo appena visto come le stelle trasformano l’idrogeno in elio, risalendo la curva di stabilità e rilasciando una tonnellata di energia nel processo.

Se si segue la curva verso l’alto e verso destra, si può vedere che elementi più grandi dell’elio sono ancora più stabili. Quindi, con le giuste condizioni, l’elio dovrebbe fondersi in carbonio, azoto, ossigeno o altri elementi… fino al ferro, il più stabile.

Inoltre, si dovrebbe presumere che più ci si allontana dall’elio, meno si dovrebbe avere quel tipo di elemento, perché è sempre più difficile fare queste fusioni… tranne che per il ferro, di cui si dovrebbe avere una discreta quantità, dato che è l’elemento più stabile. E oltre il ferro, gli elementi dovrebbero cadere a picco in termini di abbondanza.

In effetti, questo è ciò che si vede. Ricordate il grafico precedente che mostra la quantità di idrogeno ed elio presenti nell’universo? Il grafico seguente è lo stesso, ma mostra tutti gli elementi. Poiché sono così pochi, utilizza un asse delle ordinate logaritmico anziché lineare: un elemento che si trova al livello 7 è 10 volte più comune di un elemento al livello 6.

Ricordate che abbiamo detto che l’idrogeno e l’elio insieme rappresentano il 98% di tutta la materia dell’universo? Potete vederlo qui: l’idrogeno (H) è a ~10, mentre il carbonio (C) è a 7, il che significa che ci sono tre ordini di grandezza in meno di carbonio rispetto all’idrogeno (quindi 1000 volte in meno).

Cosa vediamo osservando questo grafico? Come previsto:

Più ci si allontana dall’idrogeno e dall’elio, meno sono gli altri elementi.

C’è molto più ferro (Fe) che se il grafico continuasse a scendere.

C’è circa 100 volte più ferro (Fe) che cromo (Cr), che viene prima del ferro e dovrebbe essere più comune del ferro.

Gli elementi dopo il ferro si riducono molto più rapidamente.

Ma ci sono altre cose strane che accadono qui:

Perché ci sono così pochi atomi di litio, berillio e boro? Essendo atomi piccoli, non dovrebbero essercene di più?

Sembra che la curva segua un andamento a zig-zag piuttosto che una linea retta. C’è un’altalena, in cui gli elementi si alternano tra più e meno frequenti. Perché?

Gli elementi dopo il ferro diminuiscono rapidamente, ma non fino a zero. Come mai c’è una quantità ragionevole di elementi grandi che sono meno stabili del ferro?

Indaghiamo!

Poiché l’idrogeno è l’elemento meno stabile, sarà il primo a cercare di fondersi in qualcosa di più stabile. Ha solo bisogno delle condizioni giuste: molti atomi di idrogeno molto vicini tra loro, alcuni neutroni che li aiutino a stare insieme e una fonte di energia per superare la loro repulsione.

Questo è ciò che fanno le stelle: la gravità avvicina molti atomi di idrogeno e li comprime molto. Alcuni di essi si fondono, rilasciando molta energia. Questa energia viene catturata da altri atomi di idrogeno che a loro volta si fondono e rilasciano energia. Questo è il motivo per cui le stelle bruciano principalmente idrogeno in elio.

Ma c’è qualcos’altro che sta accadendo all’interno delle stelle: mentre la gravità sta unendo questi atomi, tutta l’energia emessa li fa esplodere. Immaginate tutti questi atomi di idrogeno e di elio che si scontrano in continuazione: si spingono l’uno contro l’altro! Anche l’energia rilasciata durante la fusione spinge tutti questi elementi a separarsi.

Le dimensioni di una stella come il Sole sono il risultato diretto dell’equilibrio tra queste due forze: la forza di gravità e la spinta energetica.

Una volta che una stella ha bruciato la maggior parte del suo idrogeno ed è composta principalmente da elio, entra in un’altra fase.

Da un lato, l’elio è più pesante, quindi la sua gravità è più forte.
D’altra parte, la fusione dell’elio in altri elementi genera meno energia: siamo più in alto nella curva di stabilità.

La fusione dell’elio crea il carbonio (tre atomi di elio per uno di carbonio), ma questa reazione di fusione crea molta meno energia di quella che porta dall’idrogeno all’elio.

Poiché più elio significa più gravità e più fusione dell’elio in altri elementi significa meno energia che spinge via gli atomi, la stella si comprime. Diventa più piccola. Questa ulteriore compressione aumenta l’energia e fa sì che la stella rimanga accesa, ma fondendo ora l’elio invece dell’idrogeno.

Questo processo continua anche dopo che tutto l’elio è stato bruciato, salendo verso l’alto e verso destra nella curva di stabilità.

Elementi rari e leggeri

Come abbiamo visto, il litio (3 protoni), il berillio (4 protoni) e il boro (5 protoni) sono così pochi. Questo perché non si possono formare fondendo l’elio. Perché?

L’elio più comune è l’elio 4: due protoni e due neutroni. Questo elio è più stabile del litio, del berillio e del boro.

Una volta ottenuto l’elio, passare al litio, al berillio o al boro comporta una minore stabilità. Ciò non avviene. Invece, tre elio si fondono in un carbonio, che è più stabile dell’elio e nel processo rilascia energia.

Zigzag

Aggiungendo un altro elio al carbonio (sei protoni), si ottiene l’ossigeno (otto protoni). Un altro e si ottiene il neon (10 protoni). E così via. Questo è uno dei motivi per cui si vede una forma a zig-zag nella frequenza degli elementi.

Di solito, le stelle non mescolano sempre tutti gli elementi. Quando hanno abbastanza idrogeno, è quello che bruciano di più. Ma una volta terminato tutto l’idrogeno, alcune iniziano a fondere l’elio in carbonio, e così via. Quindi gli atomi di idrogeno si fondono principalmente con altri atomi di idrogeno, formando l’elio. Quando l’elio è l’unica cosa rimasta, inizia la fusione.

Poiché l’elio ha due protoni, si ottengono più elementi con un numero pari di protoni che con un numero dispari. Per esempio, il carbonio ha 6 protoni: è la fusione di tre elio. L’ossigeno ha 8 protoni: carbonio più un elio.

L’azoto (N) ha 7 protoni, il fluoro (F) ne ha 9, il sodio (Na) ne ha 11. Sono numeri dispari, e sono in numero dispari. Questi sono numeri dispari e sono meno frequenti dei loro compagni pari. Uno dei motivi è che richiedono l’aggiunta di un protone.

Ma ci sono sempre protoni disponibili, anche nelle stelle che ne hanno esaurito la maggior parte. Quindi questo fatto da solo non può spiegare in modo soddisfacente la forma frastagliata di questa curva, fino alla fine. Che cosa c’è? Il motivo è la struttura atomica. È emerso che gli atomi sono più stabili quando hanno coppie di protoni e coppie di neutroni. Di conseguenza, lungo l’intera curva, gli elementi con coppie di protoni sono circa 10 volte più comuni di quelli di dimensioni simili ma con un numero dispari di protoni.

Atomi più grandi del ferro?

Dopo aver bruciato tutto l’idrogeno, maggiore è la massa di una stella, più alta è la temperatura e più tipi di atomi verranno fusi nel nucleo, fino al ferro per le stelle molto massicce.

Oltre il ferro, le reazioni nucleari non creano energia, ma la consumano. Questo le rende molto, molto meno frequenti. Ma sono ancora possibili perché c’è così tanta massa in un posto così piccolo che gli atomi continuano a trovarsi. Per esempio, un ferro può ancora trovare un elio e fondersi in nichel. Questo consumerà energia, ma ce n’è comunque molta in giro, quindi si possono formare atomi più grandi del ferro in questo modo12.

Questo grafico riassume le fonti di ogni tipo di atomo.

Come si può vedere, l’idrogeno e l’elio sono stati creati principalmente durante il Big Bang (e un po’ di litio). Un po’ di elio si è formato in seguito, nelle stelle. Dopodiché, per iniziare la formazione di nuovi atomi nelle stelle, bisogna passare al carbonio, perché il berillio e il boro non si possono formare lì.

Ma come si può vedere, ci sono altre fonti per alcuni elementi. Si scopre che quando le stelle esplodono, si verifica un’enorme quantità di energia e di fusione in una sola volta. Questi elementi appena formati, insieme al resto degli elementi della stella, vengono sparati in tutto l’universo in queste esplosioni.

Che cosa succede allora?

Fonte: unchartedterritories.tomaspueyo.com

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