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L'UNIVERSO INVISIBILE

Astronomia gamma

Sorgenti di emissioni gamma

Il sole Emissione diffusa Stelle di neutroni Buchi neri Nucleosintesi Nuclei galattici attivi Lampi gamma Elettrodinamica

 

Nucleosintesi

Regioni dove avviene la nucleosintesi La supernova 1987A

Il decadimento radioattivo dei nuclei instabili è uno dei principali processi di produzione di fotoni gamma di bassa energia. I nuclei instabili sono il risultato di complesse reazioni nucleari che producono isotopi radioattivi intermedi. I processi che possono portare alla produzione di fotoni gamma sono essenzialmente due:

- il decadimento gamma che produce una transizione da uno stato eccitato del nucleo ad uno di minore energia con emissione di un fotone gamma avente energia pari alla differenza di energia tra i due stati

- il decadimento beta che può provocare l’emissione di positrone, il quale, una volta termalizzato (cioè portato ad un basso livello di energia cinetica), può annicchilirsi con un elettrone e provocare la ben nota emissione di due fotoni da 511 keV.

I luoghi di produzione di questi elementi instabili sono gli strati interni delle stelle, le esplosioni di supernovae e novae, e regioni del mezzo interstellare dove avvengono collisioni di nuclei atomici con raggi cosmici di elevata energia.

La catena di reazione protone - protoneLa catena di reazione Carbonio - Azoto - Ossigeno

 

 

L’universo che cambia

alt nullLa composizione iniziale dell’universo era stabilita dalla nucleosintesi primordiale avvenuta pochi istanti dopo il BIG BANG. Il gas nucleare primordiale era costituito per il 76% da Idrogeno e in parte molto minore deuterio, il 24% da 3He e 4He con prevalenza di 4He e tracce di 10 parti per milione di 7Li e 6Li. La nucleosintesi stellare ha portato alla formazione di elementi più pesanti che gli astronomi chiamano metalli. L’osservazione degli isotopi radioattivi nella banda di energia gamma consente di studiare l’evoluzione chimica dell’universo e i procedimenti di "inquinamento" del gas interstellare con i metalli.

 

Regole fondamentali

Gli isotopi radioattivi vanno distinti in tre categorie: gli isotopi a tempo vita breve (qualche ora) che sono destinati a permanere nella regione di produzione, gli isotopi a vita media (un centinaio di giorni) che possono spargersi nella regione circostante la sorgente ed infine gli isotopi di lunga durata (106 anni) che possono allontanarsi anche si diverse centinaia di anni luce. Le famiglie isotopiche più importanti e osservate in astronomia gamma sono elencate nella seguente tabella.

Isotopo Decadimento Fotone gamma Sorgente Vita media
7Be 7Bealt null7LI 478 keV 77 giorni novae
56Ni 56Nialt null56Co alt null 56Fe 847 - 1238 keV 111 giorni supernovae
57Ni 57Nialt null 57Coalt null57Fe 122 keV 390 giorni supernovae
22Na 22Naalt null22Ne + e+ 1275 - 511 keV 3,8 anni novae
44Ti 44Tialt null44Sc alt null 44Ca 1156 - 68 - 78 keV 89 anni supernovae
26Al 26Al alt null 26Mg + e+ 1809 - 511 keV 1,04·106 anni supernovae e novae
60Fe 60Fe alt null 60Co 59 - 1173 - 1332 keV 2·106 anni supernovae
e+ e+ e alt null g g 511 keV ~105 anni supernovae

 

L’intensità di una specifica riga in emissione gamma ci permette di ricavare l’abbondanza di nuclei X radioattivi:

alt null

 

Nel caso siano possibili più modi di decadimento occorre calcolare la probabilità di ciascun decadimento per poi risalire alla quantità originale

alt null

 

L’energia di legame per nucleone generalmente si attesta sugli 8 MeV mentre la differenza di energia tra uno stato e il suo successivo cade nell’intervallo compreso tra 100 keV e 2 MeV. liaisonÈ quindi normale che le principali emissioni gamma prodotte da decadimento radioattivo cadano in questo intervallo di energie. Esiste una terza reazione responsabile della produzione di nuclei instabili, questa reazione è la cattura neutronica. La sua importanza è legata all’assenza di carica per il neutrone che, non risentendo della repulsione Coulombiana, è anche responsabile della produzione di tutti gli isotopi più pesanti del 56Fe. Infatti il 56Fe è l’elemento di minore energia nucleare. Tutti gli elementi sono destinati a convertirsi in questo isotopo del Ferro attraverso le reazioni nucleari di fusione o fissione. Il passaggio dal 56Fe ad un elemento di massa nucleare maggiore non produce energia ma la richiede. In queste condizioni solo un neutrone energetico può produrre elementi più pesanti cedendo la sua energia cinetica. In realtà il neutrone libero non è una particella stabile e presenta un tempo di vita medio di circa 8 minuti. Queste reazioni devono quindi essere veloci e avere luogo in istanti in cui si liberano grandi quantità di neutroni. Queste condizioni vengono raggiunte soltanto durante l’esplosione di supernova e l’espulsione dei gusci esterni.

 

L’osservatorio INTEGRAL e la rilevazione della riga in emissione del decadimento dall’alluminio 26

 

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