Sintesi di nuclei pesanti tramite cattura neutronica

 

Nel cuore delle stelle i processi di fusione nucleare possono arrivare a produrre tutti i metalli (cioè, in astronomia, gli elementi più pesanti dell'elio) fino al ferro, che ha numero atomico 26: questo momento segna, in ogni caso, la morte della stella. Secondo la fisica atomica, infatti, i nuclei di ferro non possono combinarsi e produrre energia: per fondersi la richiedono. Perciò l'accumulo di questo elemento nel centro della stella ne segna la fine, dato che esso non può essere un nuovo combustibile: la stella esplode come supernova.

Durante l'esplosione i nuclei degli atomi sintetizzati per fusione termonucleare possono essere "arricchiti" tramite processi di cattura di neutroni e formare nuclei più pesanti. Infatti il plasma stellare, composto da nuclei di atomi ionizzati, protoni, neutroni ed elettroni liberi, ha una grande energia cinetica (data la sua elevatissima temperatura); in questa situazione un neutrone può riuscire ad unirsi ad un nucleo atomico: immediatamente si scinde con un decadimento ß-, producendo un protone (che rimane unito al nucleo e ne accresce il numero atomico), un elettrone (che sfugge subito dall'atomo per l'elevatissima energia cinetica) e un antineutrino (l'antiparticella corrispondente al neutrino). Durante questo processo viene liberata energia in quantità proporzionale alla differenza tra le massa dei due nuclei (iniziale e finale), secondo la famosissima formula di Einstein:

 

Alla fine della reazione si ottiene l'atomo immediatamente successivo al primo nella tavola periodica degli elementi: per esempio il ferro diventa cobalto, e così per tutti gli elementi.