Geochimica

La cosmocimica

È la disciplina delle scienze della Terra che studia l’origine, l’abbondanza e la distribuzione degli elementi chimici dell’Universo e nel Sistema Solare attraverso l’utilizzo degli strumenti della chimica e le conoscenze geologiche. Questo termine è stato introdotto dal chimico Harold Urey dopo la Seconda Guerra Mondiale.

La geochimica

È un termine che è stato utilizzato per la prima volta nel 1838 dal chimico Schonbein per definire l’insieme delle conoscenze chimiche riguardanti i sistemi naturali. Secondo Vernadsky, la geochimica studia gli elementi chimici nella crosta e all’interno del globo terrestre. Studia la storia e la distribuzione degli elementi chimici nel tempo e nello spazio. Secondo Goldschmit, gli obiettivi della geochimica sono quello di descrivere la distribuzione degli elementi chimici delle sfere geochimiche della Terra, di studiare i loro rapporti di abbondanza e di studiare le leggi che generano la loro distribuzione.

Gli elementi chimici

Esistono 92 elementi chimici naturali identificati nell’Universo, 2 elementi (tecnezio e promezio) in particolare sono considerati essere i più rari sulla Terra perché non hanno isotopi stabili e 26 elementi sono stati ottenuti mediante reazioni nucleari. Nella tavola periodica gli elementi chimici sono stati organizzati in periodi (righe orizzontali) e gruppi (colonne verticali), ogni gruppo comprende elementi chimici che hanno la stessa configurazione elettronica esterna e hanno anche un comportamento molto simile.

Il raggio ionico è il raggio di un atomo, assimilato a una sfera perfetta dopo che esso ha acquistato o ceduto uno o più elettroni. Esso è misurato quando lo ione si trova all’interno di un reticolo cristallino ed è dato dalla semisomma della distanza tra il centro di un catione e di un anione adiacenti. In un gruppo il raggio ionico aumenta dall’alto verso il basso mentre nel periodo diminuisce da sinistra a destra.

Elettronegatività

È la capacità di uno ione di attrarre a sé gli elettroni di legame, essa varia al variare dello stato di ossidazione dello ione: quanto più alto è lo stato di ossidazione dell’elemento, tanto maggiore è l’elettronegatività. L’elettronegatività aumenta lungo il periodo dal basso verso l’alto e lungo il periodo da sinistra a destra.

La nucleosintesi

Indica l’insieme dei processi e delle reazioni che hanno originato e originano tutt’ora gli elementi chimici nell’Universo. Le attuali conoscenze riguardo alla nucleosintesi provengono principalmente dall’abbondanza e dalla distribuzione degli elementi chimici e dei loro isotopi negli spettri stellari, tra cui quello del Sole e nelle meteoriti e dalle reazioni nucleari sperimentali.

La nucleosintesi cosmologica e il Big Bang

Secondo le stime più attendibili, l’Universo ha avuto origine intorno ai 13.7 miliardi di anni fa da una singola esplosione seguita da una rapida espansione iniziale. All’incirca 10^-3 secondi dopo l’esplosione primordiale, le temperature si aggiravano intorno ai 10²⁸ K, iniziarono a formarsi le particelle elementari anche dette "quark", nonché uniche particelle stabili e ha inizio il fenomeno dell’inflazione, ossia una iper-espansione dell’Universo in un tempo brevissimo. Successivamente le temperature iniziarono a scendere aggirandosi intorno ai 10¹⁵ K, il raggio dell’Universo aumenta e continua la formazione di quark.

Le temperature continuano a scendere, il raggio dell’Universo continua a espandersi e i quark iniziano a combinarsi fra di loro formando le particelle sub-atomiche: protoni, neutroni ed elettroni. Fino ad arrivare a temperature di 10¹⁰ K, a un raggio dell’Universo ancora maggiore e ha inizio ora la cosiddetta "era della nucleosintesi". Inoltre in questo periodo avvengono delle reazioni di fusione nucleare e di cattura di neutroni che a partire dall’idrogeno portano alla formazione di elio e in minor misura di deuterio.

La durata della nucleosintesi fu breve, infatti durò circa 180 secondi alla fine della quale l’Universo era costituito da circa il 74% da nuclei di idrogeno, il 25% da nuclei di elio e dall’1% da deuterio, un isotopo instabile dell’idrogeno e vi erano tracce di litio. Inoltre, poiché i nuclei del litio e del berillio erano instabili e caratterizzati da una vita breve alle alte temperature e la diminuzione della temperatura era rapida, allora la formazione di nuclei di elementi più pesanti dell’elio non è potuta avvenire. Circa 700.000 anni dopo all’esplosione primordiale la temperatura era scesa a circa 3000 K e gli elettroni avevano iniziato a unirsi ai nuclei per formare gli atomi.

Al termine della nucleosintesi cosmologica gli elementi chimici presenti nell’Universo erano l’idrogeno e l’elio, ma la formazione degli elementi più pesanti ebbe inizio circa 10 milioni di anni più tardi con la nucleosintesi nelle prime stelle.

La formazione delle stelle

Gran parte degli elementi chimici si sono formati e si formano tutt’ora in regioni dello spazio caratterizzate da alte concentrazioni di materia e alte temperature: le stelle. La formazione di una stella ha inizio quando le forze gravitazionali attivate dalle alte concentrazioni locali di atomi di elementi chimici determinano una contrazione e una compressione della materia. Questo processo di contrazione e compressione è esotermico, l’energia potenziale gravitazionale è rilasciata sotto forma di calore con un conseguente incremento della temperatura.

Quando è raggiunta la temperatura di 10⁷ K ha inizio la nucleosintesi stellare. Le stelle sono classificate in base al loro colore il quale, a sua volta, dipende dalla temperatura superficiale. Dunque le stelle sono raggruppate nelle seguenti classi spettrali: O, B, A, F, G, K, M. La maggior parte delle stelle è disposta lungo una curva definita "sequenza principale", nella quale le stelle delle classi O e B sono quelle più grandi, calde e luminose. Invece, per quanto riguarda le classi spettrali K e M, raggruppano le stelle della sequenza principale più piccole, fredde e meno luminose.

Le stelle di questa sequenza hanno una caratteristica comune, ossia quella di produrre energia attraverso un’unica reazione di fusione nucleare definita "HYDROGEN BURNING" la quale consuma idrogeno per formare elio. Le stelle più grandi e calde consumano idrogeno più velocemente di quelle più piccole e fredde rilasciando perciò più energia. Quando le stelle della sequenza principale hanno consumato la maggior parte dell’idrogeno allora si trasformeranno in giganti rosse e in supergiganti, date stelle però si trovano al di fuori della sequenza principale.

Le stelle nella loro fase iniziale sono costituite da un nucleo inerte di elio e un guscio esterno ricco di idrogeno, quando però il nucleo collassa, l’energia potenziale gravitazionale è rilasciata sotto forma di calore e la temperatura tende ad aumentare. Raggiunta la temperatura di circa 10⁸ K nel nucleo ha inizio un processo di fusione nucleare definito "HELIUM BURNING". La porzione del guscio esterno vicina al nucleo di elio comincia a bruciare consumando idrogeno e si espande determinando un aumento delle dimensioni della stella che diventa una GIGANTE ROSSA. Il destino delle stelle dopo la fase di gigante rossa dipende dalla loro massa, infatti quelle che hanno dimensioni elevate termineranno la loro vita esplodendo come supernova, mentre le giganti di piccole dimensioni diventeranno nane bianche. L’energia rilasciata da queste ultime è rappresentata dall’energia potenziale gravitazionale.

La nucleosintesi stellare – Hydrogen burning

Quando nel nucleo di una stella vengono raggiunte temperature che si aggirano intorno ai 10⁷ K per trasformazione dell’energia potenziale gravitazionale in calore, allora avrà inizio la nucleosintesi stellare. Essa comincia con un processo di fusione nucleare che prende il nome di HYDROGEN BURNING. Questa è l’unica reazione di nucleosintesi che avviene nelle stelle della sequenza principale.

A temperature che si aggirano intorno ai 10⁷ K, i protoni avranno un’energia cinetica sufficiente per vincere la repulsione elettronica protone-protone e avverranno delle reazioni di fusione nucleare così sintetizzabili:

• 4 proiettili di idrogeno (H) formano per fusione un nucleo di elio (He) con produzione di positroni (antiparticella dell’elettrone), neutrini (particella con massa molto piccola e privi di carica) e raggi gamma (radiazione elettromagnetica).

Helium burning

L’hydrogen burning determina un progressivo arricchimento di elio nel nucleo della stella, il nucleo collassa per l’azione della forza gravitazionale e aumentano sia la densità che la temperatura nel nucleo della stella. Quando nel nucleo della stella la temperatura arriva a 10⁸ K, inizierà il processo di fusione nucleare definito HELIUM BURNING (fusione di nuclei di elio). La stella entra nella fase di gigante rossa. L’helium burning consiste nella fusione di nuclei di elio.