Oro e platino si formano così: fisica nucleare risolve un mistero vecchio 20 anni
Fisici nucleari dell’Università del Tennessee hanno pubblicato su Physical Review Letters tre scoperte simultanee sul processo di cattura rapida dei neutroni.
Si tratta dell meccanismo attraverso cui eventi cosmici estremi come la collisione di stelle di neutroni producono elementi pesanti come oro e platino: la prima misurazione spettroscopica dell’emissione beta-ritardata di due neutroni da un nucleo sul percorso dell’r-process, la prima osservazione di uno stato a singola particella nell’isotopo stagno-133 cercato per 20 anni, e un comportamento statistico anomalo che mette in discussione i modelli teorici esistenti.
Perché l’oro non può formarsi senza la fisica nucleare degli isotopi esotici
L’oro che viene estratto dalla crosta terrestre, lavorato in gioielleria, depositato in lingotti nelle riserve bancarie o usato come conduttore nei circuiti elettronici non si è formato sulla Terra. Si è formato nello spazio, in eventi di violenza inimmaginabile, miliardi di anni prima della formazione del sistema solare. Comprendere esattamente come avviene questa sintesi non è solo una questione di astrofisica astratta: ha implicazioni dirette sulla comprensione della composizione della crosta terrestre, sull’abbondanza relativa degli elementi, e sui modelli che descrivono l’evoluzione chimica dell’universo.
Il meccanismo responsabile della creazione degli elementi più pesanti del ferro, inclusi oro (Au, numero atomico 79), platino (Pt, 78), uranio (U, 92) e circa la metà di tutti gli elementi più pesanti del ferro nella tavola periodica, è il processo di cattura rapida dei neutroni, comunemente indicato con il termine r-process (dall’inglese rapid neutron-capture process). Questo processo richiede condizioni fisiche così estreme, densità di neutroni così elevate e temperature così alte, che non esiste nessun luogo nell’universo dove si verifichi naturalmente, ad eccezione degli ambienti prodotti da catastrofi stellari.
Nonostante decenni di ricerca e la conferma diretta fornita nel 2017 dall’osservazione gravitazionale ed elettromagnetica della fusione di due stelle di neutroni (evento GW170817, rilevato da LIGO/Virgo), i dettagli nucleari dell’r-process rimangono parzialmente oscuri. Il problema principale è che le reazioni nucleari coinvolte riguardano isotopi esotici, nuclei atomici con un eccesso di neutroni talmente elevato da renderli instabili e di durata brevissima, nell’ordine di frazioni di secondo. Questi nuclei non esistono in natura sulla Terra e possono essere prodotti solo in laboratorio con acceleratori di particelle ad alta energia, in quantità minuscole e per tempi brevissimi prima che decadano. Studiarli direttamente è quindi una delle sfide sperimentali più difficili della fisica nucleare moderna.
L’r-process: come i neutroni costruiscono gli atomi pesanti
Per capire le scoperte del team del Tennessee, è necessario avere chiaro il meccanismo dell’r-process. Durante una fusione di stelle di neutroni o una supernova di tipo specifico, il nucleo di un atomo già esistente si trova immerso in un flusso di neutroni di densità straordinaria, nell’ordine di 10²⁰ neutroni per centimetro cubo. In queste condizioni, il nucleo assorbe neutroni in rapida successione, molto più velocemente di quanto il processo di decadimento beta possa stabilizzare il nucleo.
Il decadimento beta è il processo attraverso cui un neutrone in eccesso nel nucleo si trasforma in un protone, emettendo un elettrone (particella beta) e un antineutrino. Questa trasformazione aumenta il numero atomico del nucleo (lo sposta più avanti nella tavola periodica) e lo avvicina alla stabilità. Durante l’r-process, i nuclei si caricano di neutroni così rapidamente che il decadimento beta non riesce a stare al passo: i nuclei si allontanano sempre di più dalla stabilità, diventando sempre più ricchi di neutroni, finché non raggiungono la drip line dei neutroni, il limite oltre il quale il nucleo non riesce più a trattenere altri neutroni.
Quando le condizioni di densità neutronica si attenuano, o quando il nucleo raggiunge i limiti di stabilità, inizia la fase di decadimento che riporta progressivamente i nuclei verso la stabilità. È in questa fase che la sequenza studiata dal team di Tennessee diventa cruciale: il decadimento beta del nucleo genitore seguito dall’emissione di due neutroni (beta-delayed two-neutron emission). Questo tipo di decadimento è caratteristico dei nuclei esotici vicini alla drip line e rappresenta uno dei passaggi chiave nella catena che porta alla formazione degli elementi stabili pesanti come l’oro.
L’esperimento: indio-134 e la stazione ISOLDE al CERN
Il team dell’Università del Tennessee, composto dal Professor Robert Grzywacz, dall’Associate Professor Miguel Madurga, dal Research Associate Monika Piersa-Silkowska, dal Research Assistant Professor Zhengyu Xu e dai dottorandi Peter Dyszel (primo autore dello studio) e Jacob Gouge, ha condotto gli esperimenti presso la ISOLDE Decay Station del CERN a Ginevra.
ISOLDE (Isotope Separator On Line DEvice) è una delle strutture sperimentali più avanzate al mondo per la produzione e lo studio di isotopi radioattivi esotici. Il fascio di protoni dell’acceleratore PS Booster del CERN colpisce un bersaglio di materiale pesante, producendo una grande varietà di isotopi instabili. Tecniche di separazione laser avanzate consentono di isolare con elevata purezza il singolo isotopo di interesse, in questo caso indio-134 (In-134), un nucleo con 49 protoni e 85 neutroni, ricco di neutroni e fortemente instabile.
Indio-134 è un nucleo che si trova direttamente sul percorso dell’r-process nella carta dei nuclidi. Quando decade per emissione beta, genera forme eccitate dei nuclei stagno-134 (Sn-134), stagno-133 (Sn-133) e stagno-132 (Sn-132). Lo stagno (numero atomico 50) ha un’importanza particolare nella fisica nucleare perché è uno dei nuclei cosiddetti magici: il suo nucleo con 50 protoni corrisponde a uno shell chiuso secondo il modello a shell nucleare, il che gli conferisce una stabilità relativa superiore rispetto ai nuclei vicini. Questa proprietà rende il comportamento dello stagno e dei suoi isotopi particolarmente significativo per i modelli teorici dell’r-process.
Per rilevare le particelle emesse durante i decadimenti, il team ha utilizzato un rivelatore di neutroni finanziato attraverso il programma Major Research Instrumentation della National Science Foundation e costruito direttamente presso l’Università del Tennessee. La capacità di misurare non solo la presenza di neutroni emessi ma anche la loro energia è stata la chiave tecnica che ha reso possibili le tre scoperte dello studio.
Prima scoperta: la prima spettroscopia dell’emissione beta-ritardata di due neutroni
Il risultato principale e più significativo dello studio è la prima misurazione spettroscopica dell’emissione beta-ritardata di due neutroni da un nucleo situato sul percorso dell’r-process. Precedenti esperimenti avevano già osservato il fenomeno dell’emissione di due neutroni in altri sistemi nucleari esotici, ma senza mai riuscire a misurarne le energie. In questo esperimento, per la prima volta, è stato possibile determinare sia che l’emissione riguardava due neutroni e non uno solo, sia l’energia con cui ciascuno veniva emesso.
La difficoltà tecnica di questa misurazione è legata alla natura dei neutroni stessi. Come spiega Grzywacz: “Il problema è che i neutroni tendono a rimbalzare ovunque. È difficile capire se si tratta di uno o due.” I neutroni non hanno carica elettrica e quindi non interagiscono con i rivelatori a scintillazione o a gas ionizzato nello stesso modo in cui lo fanno le particelle cariche. Distinguere due neutroni emessi quasi simultaneamente da un singolo neutrone che rimbalza nel rivelatore richiede una geometria del rivelatore sofisticata e algoritmi di analisi dei dati in grado di discriminare eventi multipli sovrapposti nel tempo.
Il fatto che l’energia di separazione dei due neutroni nel sistema sperimentale fosse “abbastanza grande da poter essere misurata” è stato un elemento fortunato che ha reso questo particolare esperimento il contesto giusto per la prima osservazione riuscita. I dati energetici ottenuti forniscono ora vincoli sperimentali diretti per i modelli che descrivono questo tipo di decadimento, sostituendo le stime puramente teoriche che erano state usate finora in assenza di misurazioni reali.
Seconda scoperta: lo stato nucleo cercato per 20 anni nello stagno-133
La seconda scoperta dello studio è l’osservazione per la prima volta di uno stato a singola particella nel nucleo stagno-133, specificatamente lo stato identificato come i₁₃/₂ nella notazione della fisica nucleare, che descrive la configurazione angolare di un neutrone isolato in un determinato livello energetico del nucleo. Questo stato era stato previsto teoricamente per decenni ma non era mai stato osservato sperimentalmente nonostante ripetuti tentativi.
La ragione per cui questo stato è difficile da osservare è legata alla competizione tra diversi canali di decadimento del nucleo eccitato. Quando lo stagno-134, prodotto dal decadimento beta dell’indio-134, si trova in uno stato eccitato, può rilasciare energia emettendo un neutrone (producendo stagno-133) oppure, se ha energia sufficiente, emettendo due neutroni (producendo stagno-132). Secondo la fisica statistica nucleare classica, in presenza di energia sufficiente il nucleo dovrebbe sempre preferire l’emissione di due neutroni.
Grzywacz descrive il comportamento atteso con un’analogia: “Lo stagno è in uno stato eccitato. Deve raffreddarsi. Può emettere un neutrone, o, con abbastanza energia, può emettere due neutroni. Dovrebbe sempre emettere due neutroni, ma non lo fa.” L’apparente contraddizione, ovvero il fatto che a volte venga emesso un solo neutrone lasciando il nucleo in uno stato intermedio invece di procedere direttamente all’emissione di due, è precisamente ciò che ha permesso di osservare lo stato i₁₃/₂: questo stato rappresenta l’escitazione intermedia nella sequenza a due neutroni.
Il fatto che lo stagno “non dimentichi” come è stato formato, ovvero che conservi traccia della struttura nucleare del genitore indio-134 anche dopo il primo decadimento, è descritto dai ricercatori come l’effetto “ombra” dell’indio che non scompare completamente. Questo comportamento contraddice i modelli statistici standard che prevedono una perdita completa della “memoria” della struttura nucleare genitore nel nucleo figlio.
Terza scoperta: un comportamento non statistico che sfida i modelli esistenti
La terza scoperta riguarda il modo in cui lo stato i₁₃/₂ viene popolato durante il decadimento: i ricercatori hanno osservato una distribuzione non statistica della popolazione di questo stato, ovvero un’intensità di popolamento che non segue le distribuzioni probabilistiche previste dalla statistica nucleare convenzionale.
Nella fisica nucleare, quando i livelli energetici di un nucleo eccitato sono numerosi e ravvicinati (una condizione che i fisici descrivono con l’espressione “minestra di piselli spezzati”, per evocare l’idea di tanti elementi indistinguibili sovrapposti), il comportamento statistico è atteso e ben descritto dalla teoria. In questo esperimento, invece, i livelli erano abbastanza separati da essere individualmente distinguibili, eppure il sistema ha mostrato caratteristiche sia statistiche che non statistiche simultaneamente.
Come osserva Grzywacz: “Nella maggior parte dei casi si comporta comunque come minestra di piselli spezzati. In qualche modo questo meccanismo statistico accade. Perché è statistico, anche se non dovrebbe esserlo, e perché nel nostro caso non lo è?” Questa domanda aperta indica che i modelli teorici attuali non sono in grado di spiegare completamente il comportamento osservato.
L’implicazione più ampia è che, man mano che la ricerca si spinge verso regioni della carta dei nuclidi sempre più lontane dalla stabilità (come quelle esplorate dallo studio di Tennessee ma anche quelle coinvolte nella sintesi di elementi superpesanti come il Tennessine, l’elemento 117 sintetizzato per la prima volta nel 2010 e nominato proprio in onore dello stato del Tennessee e dell’Università), i modelli teorici esistenti potrebbero sistematicamente non riuscire a descrivere il comportamento nucleare. Nuovi approcci teorici saranno necessari per questi regimi estremi.
Implicazioni per i modelli astrofisici e la comprensione dell’abbondanza degli elementi
Le tre scoperte dello studio hanno implicazioni dirette per i modelli astrofisici dell’r-process. Questi modelli devono incorporare le proprietà di migliaia di nuclei esotici, la grande maggioranza dei quali non è mai stata studiata direttamente in laboratorio. Per i nuclei che non possono essere prodotti e misurati sperimentalmente, i modelli usano stime teoriche delle proprietà nucleari rilevanti, inclusi i tassi di decadimento beta, le probabilità di emissione di neutroni ritardata e le energie dei livelli nucleari eccitati.
Quando una misurazione sperimentale mostra che le stime teoriche erano errate, l’intero modello astrofisico dell’r-process deve essere ricalibrato. Le tre nuove misurazioni fornite dallo studio di Tennessee aggiungono dati reali in una regione della carta dei nuclidi particolarmente critica perché lo stagno, in quanto nucleo magico, funge da punto di riferimento per calibrare i modelli dell’intera catena di decadimento che porta alla sintesi degli elementi pesanti.
In termini pratici, questo significa che le previsioni sulla quantità relativa di oro, platino e altri elementi pesanti prodotti in eventi come le fusioni di stelle di neutroni potrebbero essere aggiornate sulla base di questi nuovi dati. L’abbondanza di questi elementi nella crosta terrestre e nelle meteore è uno dei principali vincoli osservativi che i modelli dell’r-process devono riprodurre, e qualsiasi miglioramento nella comprensione delle singole reazioni nucleari si traduce in modelli astrofisici più accurati.
L’oro come materiale: dalla nucleosintesi alle applicazioni nell’edilizia e nell’industria
La ricerca sulla nucleosintesi dell’oro non riguarda solo l’astrofisica teorica. Le proprietà fisiche e chimiche che rendono l’oro così prezioso e utile, la sua resistenza alla corrosione, la sua elevata conducibilità elettrica, la sua malleabilità estrema, la sua riflettività nell’infrarosso, derivano direttamente dalla sua struttura elettronica, che a sua volta è determinata dal suo numero atomico 79 e dalla configurazione dei suoi 118 neutroni e 79 protoni.
Nell’industria delle costruzioni e nell’architettura, l’oro trova applicazioni specifiche che sfruttano queste proprietà. Le vetrate a bassa emissività (Low-E glass) di alta gamma utilizzano rivestimenti sottilissimi a base di oro per riflettere la radiazione infrarossa e ridurre la dispersione termica degli edifici, una tecnologia presente nelle facciate continue di edifici ad alte prestazioni energetiche. I rivestimenti in foglia d’oro su cupole e superfici architettoniche esterne sfruttano la sua resistenza assoluta all’ossidazione in condizioni atmosferiche, una caratteristica che nessun altro metallo condivide nella stessa misura. Nei sistemi elettronici integrati degli edifici intelligenti, i connettori e i contatti critici in oro garantiscono affidabilità nel lungo periodo grazie alla sua inalterabilità chimica.
Capire con precisione come l’universo produce oro, e in quali quantità, è anche rilevante per comprendere la sua disponibilità terrestre a lungo termine. L’oro è un elemento relativamente raro nella crosta terrestre (circa 0,004 parti per milione in massa) e la sua rarità è direttamente conseguenza dei processi nucleari che ne hanno determinato la produzione nell’universo primordiale e nelle prime generazioni di stelle. Modelli più accurati dell’r-process si traducono in previsioni più precise sull’abbondanza cosmica dell’oro e, per estensione, sulla sua disponibilità geologica.
Fonti
- Dyszel P., Grzywacz R. et al. (2025). First β-Delayed Two-Neutron Spectroscopy of the r-Process Nucleus In134 and Observation of the i₁₃/₂ Single-Particle Neutron State in Sn133. Physical Review Letters, 135 (15). DOI: 10.1103/l24v-5m31
- University of Tennessee at Knoxville News, 13 marzo 2026
- ScienceDaily, 13 marzo 2026