HD 222925 è un collezionista di stelle. Cosa sta raccogliendo?

Solo nel tempo, questi elementi più pesanti hanno cominciato ad entrare a causa di varie reazioni all’interno delle stelle. Più erano massicci, più velocemente terminavano la loro esistenza come una stella ordinaria a seguito di un’esplosione o espulsione di una parte significativa della loro massa, alimentando così il serbatoio cosmico di materia.

Quali elementi si formano a seguito di fusioni all’interno delle stelle?

Il più leggero di questi elementi più pesanti, come il carbonio e l’ossigeno, può nascere nei normali cicli di produzione di energia di stelle più massicce e meno massicce più avanti nella loro evoluzione. Quelle più pesanti, fino al silicio e al ferro, si formano in stelle molto massicce dopo essersi evolute come stelle normali dopo essere diventate giganti e supergiganti nel loro inevitabile viaggio verso il loro destino di supernova.

L’elemento più pesante che si può formare nelle stelle a seguito della fusione è lo zinco, anche se questo non è il processo a cui associamo la fusione all’interno delle stelle, cioè la fusione di due nuclei identici, che normalmente porta alla formazione di non più rispetto al ferro. Lo zinco, come il rame, il nichel e il cobalto, può formarsi anche prima della fase di supernova a seguito della cattura dei nuclei di elio, che però richiede temperature enormi.

Lo zinco è solo al 30° posto nell’elenco dei 118 elementi che compongono la tavola periodica odierna. Quindi la natura ha ancora molto da fare, anche quando la stella raggiunge la fine della sua esistenza.

Come creare elementi più pesanti del ferro o dello zinco, cioè catturare neutroni lenti e veloci

Per creare elementi più massicci del ferro o dello zinco, è necessario un processo come la cattura dei neutroni. Si attaccano gradualmente a nuclei meno massicci, creando nuclei sempre più massicci.

Ci sono due modi per catturare i neutroni. Il primo è un processo lento (il cosiddetto processo s) che può verificarsi anche in una stella come il Sole nelle fasi successive della sua esistenza. Poi abbiamo un piccolo flusso di neutroni liberi, da cui viene catturato un neutrone, che poi decade in un protone e un elettrone nel nucleo. Ciò consente agli elementi di un tipo, precedentemente raccolti dalla stella formante, di trasformarsi in un altro. La sequenza dei cambiamenti in questo processo porta alla formazione di elementi come il piombo o il bismuto.

La seconda opzione è la cattura di neutroni veloci erogati in grandi quantità (il cosiddetto processo r). Tali condizioni esistono nell’esplosione di una supernova, così come nella collisione di due stelle di neutroni. In questo caso, la massa del nucleo atomico può aumentare rapidamente senza il decadimento preliminare dei neutroni attaccati. Solo in seguito si verificano numerosi decadimenti di una parte dei protoni che si sono uniti, fino a quando il nucleo risultante diventa il nucleo di un isotopo stabile dell’elemento dato. Questo è un modo per creare elementi ancora più pesanti e diversi rispetto al processo di s.

Cosa succede alla materia prodotta nelle stelle?

Tutto ciò che viene creato all’interno delle stelle e non immagazzinato in esse o nei loro successori (stelle di neutroni, nane bianche, buchi neri) per sempre (almeno dal punto di vista attuale) ad un certo punto viene espulso nello spazio. Gli elementi nello spazio si trovano in proporzioni diverse, e quelli più leggeri sono molto più numerosi di quelli più pesanti.

Pertanto, lo spazio interstellare è per lo più pieno di idrogeno, a volte idrogeno primordiale. Tuttavia, questi elementi più pesanti sono anche relativamente abbondanti, o almeno abbastanza da renderli un componente dei sistemi planetari emergenti.

Così come le stelle, che contengono anche alcuni degli elementi più interessanti dell’idrogeno o dell’elio. Per questo mi sono preso la libertà di chiamare collezionisti le stelle apparse dopo le prime.

Collezionisti di stelle. Il secondo posto sul podio va a HD222925. Perché non il primo?

Rispetto a tutte le stelle, ci sono pochi collettori, perché per il 75 percento delle stelle, l’elio è ancora un componente estremamente pesante. Anche il nostro Sole è composto da meno dello 0,1% di altri elementi. Questi includono ossigeno, magnesio, nonché ferro e zolfo. Eppure, nel suo spettro sono stati trovati circa 67 elementi, il che lo rende un detentore del record in questo senso.

Nello spettro di HD222925, idrogeno, elio e altri 63 elementi sono stati identificati nella luce ultravioletta, visibile e infrarossa. Compreso oro e pista. Finora sono stati identificati più elementi solo sul nostro Sole.

Ma il Sole è vicino e gli astronomi non sono meno interessati alle stelle lontane. Pertanto, HD 222925, sebbene fosse il secondo elemento più abbondante tra quelli rilevati, ha attirato la loro attenzione ed è diventato una star dei media.

È una stella distante circa 1460 anni luce, relativamente vicina alla costellazione della Tucana. Se vuoi trovarla, la sua ascensione retta è 23:45:17.61 e la sua declinazione è -61:54:42.8. Sfortunatamente, può essere visto solo dall’emisfero sud della Terra.

HD222925 è una stella con 0,75 volte la massa del Sole. La sua luminosità è di 9° magnitudine, quindi dovremmo essere in grado di vederlo con un telescopio.

Un gruppo di circa una dozzina di astronomi guidato da Jan Roeder (Università del Michigan) ha identificato 63 elementi diversi nella sua composizione, oltre all’idrogeno e all’elio, di cui la maggior parte dei 42 sono elementi pesanti, compresi quelli formati nel processo r, cioè quelli che la stella raccolse durante la sua stessa formazione. In questa lista abbiamo l’oro o il torio e persino l’uranio, sebbene quest’ultimo non sia stato completamente confermato.

Cosa ha dato agli astronomi la scoperta di così tanti elementi in HD222925?

HD 222925 è anche una stella più antica del Sole, quindi molto prima di quanto il Sole avrebbe dovuto avere una scorta di vari elementi nelle nubi di materia interstellare. Ora che sanno quali elementi possono essere prodotti dai processi di cattura dei neutroni, in particolare i neutroni veloci, gli astronomi possono provare a ricreare in simulazioni al computer le condizioni che hanno portato alla formazione di questi elementi. E anche per determinare quali processi hanno portato alla loro creazione.

Perché, sebbene la teoria preveda la formazione di elementi pesanti, solo nel caso della fusione di due stelle di neutroni nel 2017 (l’effetto è l’onda gravitazionale osservata GW 170817) è stato possibile confermare l’accuratezza della previsione. Nel caso delle supernove, stiamo ancora aspettando una scoperta così avvincente. Più sappiamo di stelle con composizione abbondante, meglio sapremo dove cercare la loro fonte.

Fonte: Carnegie, un. Michigan, inf. suo