Geochimica

ELETTRONEGATIVITÀ

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

LA NUCLEOSINTESI

Indica l’insieme dei processi e delle reazioni che hanno originato e originano tutt’ora gli elementichimici nell’Universo.Le attuali conoscenze riguardo alla nucleosintesi provengono principalmente dall’abbondanza edalla distribuzione degli elementi chimici e dei loro isotopi negli spettri stellari, tra cui quello delSole 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 tempo, si formano anche i primi nuclei atomici, come l'idrogeno e l'elio. Durante l'era della nucleosintesi, le temperature continuano a diminuire e i nuclei atomici si combinano per formare elementi sempre più pesanti. Dopo l'era della nucleosintesi, l'Universo entra in una fase di raffreddamento e espansione continua. Le temperature scendono ulteriormente e si formano le prime stelle e galassie. Questo periodo è conosciuto come l'era delle prime strutture cosmiche. Con il passare del tempo, l'Universo continua a espandersi e le galassie si allontanano l'una dall'altra. Le temperature si abbassano sempre di più e si formano le prime strutture a grande scala, come ammassi di galassie e superammassi. Infine, l'Universo arriva alla sua forma attuale, con galassie, stelle, pianeti e altri corpi celesti. Le temperature si sono abbassate a livelli molto bassi, vicini allo zero assoluto, e l'espansione dell'Universo continua ancora oggi. Questo è solo un breve riassunto della storia dell'Universo, che si è sviluppato attraverso una serie di eventi e trasformazioni. La comprensione di questi processi è fondamentale per la nostra conoscenza dell'Universo e del nostro posto al suo interno.

avvengono delle reazioni di fusionenucleare e di cattura di neutroni che a partire dall'idrogeno porta alla formazione di elio e in minormisura di deuterio.

La durata della nuclosintesi 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 10 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

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.

Le 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 10 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 10 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 10 K, i protoni avranno un'energia cinetica sufficiente per vincere la repulsione elettronica protone-protone e avverranno delle reazioni di fusione nucleare così sintetizzabili: 1 4 +4 H → He + 2β + 2ʋ + 2γ

1 44 protoni (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

raggigamma (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 10 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 con formazione di nuclei di elementi chimici con massa progressivamente più elevata. Questo processo è definito anche "processo alfa" ed è esotermico.

Vi è però un impedimento iniziale nello sviluppo di questo processo che è rappresentato dall'instabilità del Be alle temperature caratteristiche di questa reazione di fusione nucleare.

infatti, affinché la sequenza delle reazioni dell'helium burning possa procedere è necessario che 3 nuclei di ^12elio collidano contemporaneamente formando un nucleo di C.4 123 He → C + γ. Questa reazione di fusione nucleare che coinvolge 3 nuclei di elio prende il nome di processo triploalfa e avviene quando la densità dei nuclei di elio è alta nel nucleo della stella. L'helium burning forma elementi chimici fino al magnesio poiché alla temperatura di circa 10 K non è possibile la formazione di nuclei più pesanti. Con il procedere dell'helium la temperatura della stella diminuisce e il nucleo della stella arricchito in carbonio inizia a contrarsi, a questo punto lo sviluppo della nucleosintesi e l'evoluzione della stella dipendono dalla massa del corpo celeste. Se le stelle hanno una massa che arriva a essere circa 8-10 volte la massa solare, allora la nucleosintesi si ferma all'helium b, la stella.

collassa e diventerà una nana bianca. Se invece la stella ha una massa superiore a 8-10 volte quella del sole, allora l'energia rilasciata durante il collasso gravitazionale del nucleo della stella porterà a un incremento della temperatura.

Quando la temperatura del nucleo arriva a circa 6x10⁶ K inizia una serie di reazioni di fusione nucleare conosciuta come "ciclo CNO" (Carbonio-Azoto-Ossigeno).

Le reazioni di fusione nucleare del ciclo CNO avvengono nelle stelle in cui si è già formato carbonio attraverso l'HELIUM BURNING.

Le reazioni del ciclo CNO vedono la partecipazione di nuclei di carbonio, azoto e ossigeno in cui il carbonio agisce da catalizzatore e il risultato netto del ciclo CNO sarà il consumo di 4 protoni e la formazione di un nucleo di elio. In questo caso le reazioni sono esotermiche.

CARBON BURNING.

Nel nucleo delle stelle in cui avviene il ciclo CNO, le alte concentrazioni di carbonio e...

Il raggiungimento di temperature attivano reazioni di fusione tra i nuclei di carbonio definite carbonburning. Il nucleo della stella si arricchisce in ossigeno, neon e magnesio.

OXYGEN BURNING. Quando il nucleo delle stelle arricchito in ossigeno, neon e magnesio le temperature raggiungono una temperatura di circa 1.5x10^K per la compressione della materia, avverranno delle reazioni di fusione tra nuclei di ossigeno definite oxygen burning. Alla fine di questo processo il silicio è l'elemento chimico più abbondante nel nucleo delle stelle.

SILICON BURNING. Le reazioni di oxygen burning creano nelle stelle un nucleo costituito principalmente da silicio²⁸ (Si) e in seguito al collasso del nucleo di silicio, la temperatura aumenta fino a 2.7 – 3.5 x 10^K. Con il raggiungimento di queste temperature inizia il processo di fusione nucleare definito silicon burning o e-process. Questo processo consiste in numerose reazioni di fusione nucleare che avvengono principalmente per

volgono l'aggiunta di nuclei di elio sono chiamate reazioni di fusione nucleare. Queste reazioni avvengono nel nucleo delle stelle, come ad esempio il Sole, dove l'energia viene prodotta dalla fusione di nuclei di idrogeno per formare nuclei di elio. Durante questo processo, quattro protoni si combinano per formare due protoni e due neutroni, creando così un nucleo di elio. Questa reazione rilascia una grande quantità di energia sotto forma di luce e calore. La fusione nucleare è una fonte di energia pulita e sostenibile, ma al momento è ancora difficile da realizzare in modo controllato sulla Terra.