La formazione del sistema solarefu innescata da una supernova?Gli isotopi trovati in alcune meteoriti sono forse i resti di unastella massiccia esplosa, in prossimità del sistema solare in via disviluppo, un milione di anni prima che si formassero te meteoriti

di David N. Schramm e Robert N. Clayton

/ e esplosioni stellari note come super-nove sono eventi rari: tra i 100d

miliardi di stelle della nostra ga-lassia si hanno probabilmente circa tresupernove per secolo. Le supernove, an-che se rare, furono come semi per l'origi-ne del sistema solare. Una parte notevoledel materiale che si condensò formando ilSole e i pianeti era costituito da polvere egas emessi da supernove nel corso di varimiliardi di anni. Oggi disponiamo di pro-ve a favore di una connessione più direttacon una supernova in particolare. Sembrainfatti che una stella massiccia sia esplosa,in prossimità del sistema solare in corso disviluppo, all'incirca all'epoca in cui il si-stema si condensò.

Le prove sperimentali provengono dastudi sugli elementi chimici presenti nellemeteoriti e, in particolare, da misure diabbondanze dei vari isotopi di certi ele-menti. In campioni di materiale prelevatidalla classe più antica di meteoriti le ab-bondanze relative di alcuni isotopi sonodiverse da quelle che si osservano sullaTerra, nelle rocce lunari e presumibil-mente in qualsiasi altra parte del sistemasolare. Le anomalie isotopiche possonoessere spiegate supponendo che pochimilioni di anni prima della solidificazionedelle meteoriti si sia avuta un'iniezione dimateria nel sistema solare da una super-nova. In effetti, c'è motivo di credere chela stretta associazione tra la supernova ela nascita del sistema solare non sia statacasuale. Il collasso di una nube diffusa digas e polvere conclusosi nella formazionedel Sole e del suo sistema planetario po-trebbe essere stato innescato dalla vicinaesplosione.

torni che hanno lo stesso numero diprotoni (e rappresentano pertanto

lo stesso elemento chimico), ma un nume-ro differente di neutroni, si dicono isoto-pi. L'ossigeno, per esempio, ha tre isotopistabili rispetto al decadimento radioatti-vo. Tutti e tre hanno otto protoni, mahanno otto, nove e dieci neutroni. Solita-

mente gli isotopi sono indicati col simbolodell'elemento accompagnato dal numerodi massa atomica, che è semplicemente lasomma del numero di protoni e di neu-troni. Pertanto gli isotopi stabili dell'ossi-geno sono 0-16, 0-17 e 0-18.

Si dice spesso che gli isotopi di un ele-mento sono chimicamente identici. Senzadubbio è vero che i processi chimici nonpossono trasformare un isotopo in un al-tro, così come non possono trasformareun elemento in un altro. Per molti isotopisi può perfino affermare con approssima-zione ragionevole che i processi chimicinon distinguono isotopi diversi, così cheogni isotopo può entrare in una data rea-zione né più né meno degli altri. Peresempio, nella formazione dei mineralielementi diversi sono separati secondo leloro proprietà chimiche, ma tutti gli iso-topi di uno stesso elemento restano disolito insieme. In effetti, gli isotopi sonosufficientemente simili tra loro da questopunto di vista, tanto che la loro separa-zione risulta un procedimento difficile ecostoso.

Ciononostante, l'affermazione che gliisotopi sono chimicamente equivalenti traloro è solo un'approssimazione: la mag-gior parte degli isotopi presenta in realtàpiccole differenze nelle proprietà chimi-che. Tutte queste differenze sono prodot-

te esclusivamente dalla massa atomica,che influisce leggermente sul punto diequilibrio delle reazioni chimiche. Rara-mente l'effetto è di grandi proporzioni,ma può essere significativo. Per esempio,la quantità di isotopi pesanti dell'ossigenoincorporati nei sedimenti marini dipendedalla temperatura, così che si può utilizza-re l'abbondanza degli isotopi presenti inquei sedimenti per dedurre la temperatu-ra degli oceani primordiali.

Dato che la separazione chimica degliisotopi dipende sempre dalla massa ato-mica si deduce uno schema semplice. Se ilvalore del rapporto tra 0-17 e 0-16 risul-ta lievemente incrementato da un certoprocesso chimico, il valore del rapporto diabbondanza tra 0-18 e 0-16 deve au-mentare del doppio dell'incremento pre-cedente dato che la differenza di massa èdoppia. Conoscendo questa relazione sipossono compensare gli effetti di frazio-namento chimico e risalire alla «vera»abbondanza isotopica.

Tenendo conto di questi effetti chimiciminori, si trova che le abbondanze relati-ve degli isotopi sono costanti con notevo-le accuratezza. L'ossigeno terrestre è co-stituito per il 99,756 per cento da 0-16,per lo 0,039 da 0-17 e per lo 0,205 percento da 0-18. Gli stessi rapporti sonoriscontrabili (dopo correzioni che tengo-

Granuli minerali provenienti da una meteorite contengono elementi la cui composizione isotopicadifferisce da quella di tutta la materia conosciuta nel sistema solare. I campioni illustrati nellapagina a fronte provengono dalla meteorite di Allende, caduta nel Messico nel 1969. La microfo-tografia in alto mostra una sezione levigata di roccia irradiata con elettroni in modo da consentirel'identificazione dei minerali per mezzo del calore caratteristico della loro luminescenza. Unminerale particolarmente interessante è l'anortite, che è insolitamente ricca di alluminio e poveradi magnesio. I granuli di anortite appaiono azzurri; altri minerali sono la melilite (blu scuro oviolaceo), il pirosseno (rosso) e lo spinello (giallo). In basso è riprodotta una microfotografia di trecristalli di anortite ottenuta con filtri polarizzanti incrociati, a cui sono dovuti i falsi colori deicristalli. Presso la parte superiore sinistra di un cristallo c'è una piccola cavità prodotta da un fasciodi ioni usato per estrarre elementi per l'analisi isotopica. L'analisi di questo campione ha rivelatoun eccesso dell'isotopo del magnesio di numero di massa 26, generato dal decadimento radioatti-vo dell'alluminio 26. L'isotopo d'alluminio deve essere stato prodotto in un'esplosione di super-nova di poco anteriore alla condensazione della meteorite. Le due microfotografie sono statefatte da lan M. Steele (in alto) e da lan D. Hutcheon (in basso) dell'Università di Chicago.

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La sintesi degli elementi in cui sono state riscontrate anomalie isotopi.che è connessa a reazioni nucleari che si attuano nel nucleo di una stellamassiccia o durante la sua esplosione. In entrambi i casi occorre unevento di supernova perché il materiale venga espulso. I nuclei instabilipossono subire ulteriori trasformazioni dopo l'espulsione a causa deidecadimenti spontanei. Alcune successioni di reazioni relative all'ossi-geno e al magnesio sono illustrate qui sopra. Gli isotopi più abbondantidi entrambi gli elementi, 0-16 e Mg-24, occupano posizioni importantiin una sequenza principale di nucleosintesi; questo spiega parzialmentela loro abbondanza. Gli altri isotopi sono sintetizzati in sequenze più

periferiche. L'ossigeno 17 e l'ossigeno 18 sono prodotti nelle stelledurante un ciclo di reazioni che ha per prodotto finale l'elio 4. I nuclei di0-17 e 0-18 non possono però sopravvivere alle alte temperaturepresenti in una supernova. 0-17 è un nucleo fragile che può spezzarsi inmolti modi; 0-18 assorbe prontamente un nucleo di elio trasformando-si in neo 22. Parte di 0-17 e 0-18 può sfuggire dalla stella nel ventostellare (non rappresentato in figura), ma l'ossigeno espulso da unasupernova è essenzialmente 0-16 puro. Mg-25 e Mg-26 possono for-marsi in un evento di supernova a seguito di cattura neutronica da partedel Mg-24. Alcuni di questi isotopi possono generare PAI-27, l'unico

NUCLEO STELLARE SUPERNOVA ir MEM.INTERS

12C---> 12C

4 e

> 12Ce4 e

>8I3e

> 20 Ne+ 4He--->24Mg

4

12C

24Mg

n> > 25Mg

> 25Mg

26Mg

---

26AI

> 26Mg

P

> 26Mg

> 27AI

4He 1 60 --> 160

4 e

/7>'7F—>170

> 180

P>

—> 170

--->180

'60

>160

4He

> 813e

4 e

4He 12C

4

14N

25Mg

no conto di effetti chimici) anche nell'os-sigeno atmosferico, in quello presentenell'acqua di mare e nelle rocce ignee osedimentarie. La quantità di ossigenopresente in queste sostanze è ovviamentemolto diversa, ma l'ossigeno di per sestesso sembra identico relativamente allacomposizione isotopica.

Sono stati misurati i rapporti isotopiciper l'ossigeno e per altri elementi nellerocce lunari e sono stati trovati pratica-mente identici a quelli osservati sulla Ter-ra. In effetti la teoria più diffusa sull'ori-

gine del sistema solare ci fa ritenere che siosserverebbero gli stessi rapporti se fossepossibile esaminare materiali provenientida qualsiasi altro pianeta del sistema sola-re. Questa teoria prevede che il sistemasolare si sia formato a seguito del collassogravitazionale di una nube diffusa di gas epolvere in moto vorticoso. Gli elementipiù leggeri e abbondanti della nube, l'i-drogeno e l'elio, erano materia primor-diale, mentre gli elementi più pesanti era-no essenzialmente residui lasciati daesplosioni di supernove.

La materia emessa da tutte le superno-ve che hanno contribuito alla nube

protosolare non aveva necessariamente lastessa composizione isotopica e non con-teneva nemmeno gli stessi elementi; ineffetti, ogni supernova emise probabil-mente una composizione caratteristica diisotopi e di elementi. Quando questi con-tributi differenti si unirono a formare lanube, furono rimescolati completamente.AI tempo in cui il sistema solare si con-densò dalla nube, la composizione isoto-pica era omogenea e rifletteva solo il con-

)>Ne

e >4He

tenuto isotopico medio di tutti i residuilasciati dalle supernove. La scoperta re-cente di materia di composizione isotopi-ca diversa da quella media del sistemasolare indica che almeno una supernovaesplose in un tempo posteriore, troppotardi perché la materia emessa in taleevento potesse essere rimescolata com-pletamente coi contributi precedenti.

Anche se i rapporti isotopici non sonoalterati in modo significativo dalle rea-zioni chimiche, ci si può attendere unapersistenza odierna di rapporti isotopici

2'Mg

-> 25Mg

-> 26Mg

—> 27AIí.3

—> 26A1_>26Mg

isotopo stabile dell'alluminio. Altre reazioni,come l'assorbimento di un protone con emis-sione simultanea di un neutrone, produconopiccole quantità di Al-26 radioattivo, che èprodotto per lo più in supernove e decade conun periodo di dimezzamento di 720 000 anniin 4g-26. tin eccesso di Mg-26 con Al-27 inuna meteorite è interpretabile come provache la meteorite si condensò entro un milio-ne di anni dall'esplosione di una supernova.

anomali solo in materiale che sia statopoco soggetto a processi chimici. Questoperché il rimescolamento dei materialiprovenienti da fonti diverse che ebbe luo-go nella nube protosolare è proseguitosenza diminuzioni nei sistemi chimici deipianeti più attivi. Supponiamo, per esem-pio, che nella parte di nube ove si formò laTerra l'l per cento dell'ossigeno avesseavuto una composizione isotopica anoma-la. Tracce di quell'ossigeno di particolarecomposizione sarebbero state osservabiliall'epoca in cui il pianeta si condensò 4,6miliardi di anni fa, ma oggi non più. L'os-sigeno nell'atmosfera, nell'acqua, nellerocce e negli organismi viventi è rimesco-lato continuamente da cicli chimici. Pro-prio perché gli isotopi sono chimicamentesimili, l'ossigeno di composizione isotopi-ca insolita si mescolerebbe con tutto ilresto. Le anomalie non potrebbero essereindividuate oggi per mezzo della sola ana-lisi di materiali terrestri, ma potrebberoessere osservate confrontando l'ossigenoterrestre con quello di altri pianeti.

Le comete sarebbero un luogo adattoper la ricerca di rapporti isotopici caratte-ristici, dato che probabilmente sono statepoco alterate da processi chimici, ma pur-troppo sono inaccessibili. Le migliori sor-genti di materiale primitivo facilmentedisponibili sono le meteoriti, che nonformarono mai aggregati di dimensioniabbastanza grandi da consentire cicli geo-chimici. La classe di meteoriti più primiti-va è costituita dalle condriti carbonacee.Si distinguono per la presenza di carbonioe di piccole inclusioni tondeggianti, dettecondruli, che rivelano una precedente fu-sione. Si pensa che le condriti carbonaceesi siano solidificate molto presto nella sto-ria del sistema solare e che in seguito siaaccaduto ben poco che potesse alterarle.

La maggior parte delle anomalie isoto-piche recentemente scoperte sono stateosservate per la prima volta nel materialeproveniente da una sola condrite carbo-nacea, che cadde nel 1969 presso il villag-gio di Pueblito de Allende nel Messicosettentrionale. Ora è nota semplicementecome la meteorite di Allende. Gli stessirapporti caratteristici sono stati trovati inseguito in altre condri ti carbonacee ; per-tanto non sono propri solo della materiadi Allende ; al contrario, probabilmentesono comuni a tutte le meteoriti di questotipo. La ragione della mancata osserva-zione delle differenze isotopiche in esamiprecedenti di materiale meteoritico costi-tuisce un problema interessante. Proba-bilmente questo si spiega in parte col fattoche la meteorite di Allende era molto piùgrande di qualsiasi altra condrite carbo-nacea, così che era disponibile un quanti-tativo superiore di materiale per lo studio.La meteorite di Allende si spezzò in moltiframmenti, la maggior parte dei quali nonera più grande di un pugno, ma si pensache il corpo originale avesse una massa dipiù di due tonnellate. Inoltre la meteoritedi Allende cadde quando numerosi labo-ratori erano equipaggiati per analizzare ilmateriale lunare portato dalle spedizioniApollo. In quei laboratori si poteronomisurare i rapporti isotopici nel materiale

di Allende con precisione maggiore diquella ottenuta con meteoriti precedenti.

Laprima anomalia scoperta nel mate-riale di Allende fu riscontrata negli

isotopi dell'ossigeno. Fu trovata nel 1973da uno di noi (Clayton) in collaborazionecon Toshiko Mayeda e Lawrence Gross-man dell'Università di Chicago. L'ossi-geno è un elemento comune (è un costi-tuente della maggior parte dei minerali) ei rapporti isotopici dell'ossigeno sono sta-ti determinati regolarmente in un grannumero di materiali del sistema solare.Tutte le misurazioni precedenti concor-davano con l'ipotesi di una nube protoso-lare completamente omogenea. La sco-perta di un rapporto differente in alcunicampioni provenienti dalla meteorite diAllende era sorprendente.

I rapporti isotopici furono misurati conuno spettrometro di massa, lo strumentoche separa gli atomi a seconda della loromassa. Dapprima con procedimenti chi-mici si isolò l'ossigeno dal materiale diAllende, poi si ionizzarono gli atomi diossigeno così che potessero essere accele-rati. Gli ioni accelerati furono fatti passa-re attraverso un campo magnetico, dovesubivano una deviazione determinata dal-la loro massa. Variando la posizione di unrivelatore di ioni al di là del magnete sipotè contare il numero di atomi per ogniisotopo.

Come abbiamo detto in precedenza,l'ossigeno terrestre è costituito per più del99 per cento da 0-16; gli isotopi più pe-santi sono costituenti residui. Nella mate-ria di Allende si trovò che la percentualedi 0-16 era ancora più elevata. Il con-fronto dei vari rapporti in questione mo-strò che la discrepanza osservata non po-teva essere il risultato di un frazionamen-to chimico, dato che non era proporziona-le alla differenza di massa. In effetti, ilrapporto tra 0-17 e 0-18 non risultavamodificato. L'ossigeno nella meteoritesembrava costituito da una miscela di duecomponenti, una di composizione isoto-pica uguale a quella dell'ossigeno norma-le del sistema solare e l'altra di 0-16puro. In alcuni campioni la componentedi 0-16 puro arrivava al 5 per cento del-l'ossigeno.

Dato che l'O-16 è già l'isotopo piùabbondante dell'ossigeno, l'aggiunta diun ulteriore 5 per cento cambiava il rap-porto isotopico solo di poco: dal 99,756per cento di 0-16 al 99,768 per cento.Ciononostante, il rapporto è abbastanzacostante in altri materiali da far riteneresignificativa quella piccola differenza.Essa implica che la nube protosolare nonera del tutto omogenea e che alcune suecomponenti avevano una composizioneisotopica diversa. Se 1'0-16 in eccessofosse stato sotto forma di gas, si sarebbemescolato col resto della nube così dadisperdersi molto rapidamente. Più pro-babilmente l'ossigeno anomalo entrò afar parte della nube in qualche forma dicombinazione chimica all'interno di gra-nuli solidi.

Si possono ipotizzare due origini perquei granuli. Potrebbero essere stati gra-

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59

RAPPORTO FRA 180 e 180

Gli isotopi dell'ossigeno in molti campioni di materiale meteoritico presentano una composizionesignificativamente diversa da quella che si osserva nelle rocce terrestri. I processi chimici possonoalterare leggermente tutti i rapporti isotopici, ma la variazione è sempre proporzionale alla massaatomica degli isotopi. A seguito di ciò la composizione isotopica dell'ossigeno terrestre non è deltutto uniforme, ma le variazioni seguono uno schema semplice. Se il rapporto tra 0-17 e 0-16risulta incrementato di un'unità allora il rapporto tra 0-18 e 0-16 dovrà risultare aumentato didue unità, dato che la differenza di massa è doppia. Pertanto il grafico dei due rapporti (curva innero) è una linea retta con pendenza 1/2. Nelle meteoriti dette condriti carbonacee, di cui fa partela meteorite di Allende, è stata scoperta una relazione diversa. Un aumento di un'unità nelrapporto 0-17 e 0-16 comporta in questi campioni un incremento analogo anche per il rapportotra 0-18 e 0-16; in altre parole, il grafico ha pendenza 1 (in colore). Queste osservazionisuggeriscono che l'ossigeno nelle condriti carbonacee è una mistura di due componenti: l'unacostituita da ossigeno terrestre normale, l'altra da 0-16 puro, aggiunto in proporzioni variabilifino al 5 per cento circa. L'0-16 in eccesso è forse dovuto a una supernova che esplose troppo tardiperché i residui emessi potessero mescolarsi del tutto col resto della nube protosolare.

nuli primordiali; in tal caso tutti i granuliinterstellari potrebbero avere una com-posizione isotopica diversa da quella delgas interstellare. Tale differenza non sa-rebbe stata osservata in altri corpi del si-stema solare perché gli elementi prove-nienti dalla fase solida e da quella gassosasono stati mescolati completamente. Al-ternativamente, è possibile che la mag-gior parte del gas e dei granuli di polveredella nube abbia avuto una composizioneisotopica identica, con una piccola quanti-tà soltanto di granuli anomali che si sa-rebbero aggiunti troppo tardi per subireun rimescolamento completo. Questigranuli si sarebbero conservati in alcunemeteoriti, mentre nella Terra e negli altripianeti si sarebbero disgregati e ricombi-nati. Come vedremo in seguito, vi sononotevoli elementi a favore della secondaipotesi, ma l'abbondanza relativa degli iso-topi dell'ossigeno non è sufficiente da so-

li per poter decidere tra le due possibilità.Va notato che gli isotopi di ossigeno

non forniscono alcuna informazione checonsenta di stabilire l'epoca in cui si for-marono i granuli peculiari. I tre isotopidell'ossigeno sono tutti stabili e pertantoun rapporto isotopico insolito (come il100 per cento di 0-16) avrebbe potutocongelarsi in alcuni granuli di polverecentinaia di milioni di anni prima che queigranuli venissero a far parte del sistemasolare. L'unico requisito necessario perspiegare le osservazioni è che i granulinon abbiano avuto alcuna possibilità dimescolarsi completamente con materialipiù tipici del sistema solare.

Un'altra anomalia isotopica osservata

per la prima volta nella meteorite diAllende può invece essere datata. Si han-no prove che la meteorite conteneva al-l'atto della sua formazione una certa

quantità di un isotopo radioattivo dell'al-luminio, l'Al-26. Queste prove furonoottenute negli esperimenti realizzati daTyphoon Lee, che era allora al CaliforniaInstitute of Technology e si trova oggiall'Università di Chicago, e da Dimitri A.Papanastassiou e Gerald J. Wasserburgdel Cal Tech.

L'alluminio ha un solo isotopo stabile,con 13 protoni e 14 neutroni, che ha per-tanto numero di massa 27. L'alluminioterrestre è costituito esclusivamente datale isotopo. L'alluminio 26, con 13 pro-toni e 13 neutroni, ha un periodo di di-mezzamento di 720 000 anni, cioè, dopotale intervallo, metà degli atomi di A1-26presenti in un campione saranno decadu-ti. Il decadimento avviene per emissionebeta positiva: un positone (o antielettro-ne) e un neutrino vengono emessi e unprotone del nucleo viene trasformato inun neutrone. In questa trasformazioneresta invariato il numero di massa ma ilnuovo nucleo ha soltanto 12 protoni e 14neutroni; pertanto è un nucleo di magne-sio 26, che è stabile.

Supponiamo che una certa quantità diA1-26 sia stata immessa nella nube proto-solare appena prima della condensazionedelle condriti carbonacee. Quel materialeavrebbe essenzialmente le stesse proprie-tà chimiche dell'Al-27 e perciò avrebbeun rapporto costante con PAI-27 in tutti imateriali contenenti alluminio. Dopoqualche milione di anni, però, la maggiorparte dell'Al-26 sarebbe decaduto, edopo i 4,6 miliardi di anni trascorsi dallaformazione del sistema solare tutto quan-to sarebbe stato trasformato in Mg-26. Sela roccia non subì mai fusioni né altri pro-cessi che potessero separare gli elementi,allora il quantitativo di A1-26 presenteinizialmente sarebbe determinabile solomisurando il quantitativo di Mg-26.

In realtà la misurazione non è così sem-plice, dato che praticamente tutti i mine-rali contengono magnesio proveniente daaltre fonti; in effetti, il magnesio è moltopiù abbondante dell'alluminio. Il magne-sio ha tre isotopi stabili con numeri dimassa 24,25 e 26; la composizione isoto-pica normale comprende il 78,99 per cen-to di Mg-24, il 10 per cento di Mg-25 e1'11,01 per cento di Mg-26. Pertanto ilMg-26 prodotto dal decadimento del-PA1-26 si rivelerebbe come un eccesso ditale isotopo al di là di quella che è l'ab-bondanza normale.

Lee, Papanastassiou e Wasserburg tro-varono proprio questo tipo di eccesso nelmateriale di Allende. In alcuni campionila percentuale di Mg-26 risultava aumen-tata dal suo normale livello di 11,01 finoall' 1 1,5 per cento. Anomalie così elevatefurono riscontrate solo in minerali ricchiin alluminio e poveri in magnesio comel'anortite; la maggior parte delle anoma-lie erano molto minori.

L'incremento nel Mg-26 non potevaessere ricollegato al frazionamento chi-mico; se così fosse stato, si sarebbe riscon-trato anche un incremento analogo nelMg-25, seppure su scala inferiore, cosache non fu però osservata. Restava co-munque da dimostrare che l'eccesso di

60

MATERIALE ESPULSO ABBONDANZADA SUPERNOVA

ABBONDANZAINIZIALE FINALE

100

40

60

20

80

o5

99,795

99,812

99,7501—

99,768

L'eccesso di ossigeno 16 altera la composizione isotopica dell'elemento solo leggermente datoche l'ossigeno normale già di per sé è costituito per più del 99 per cento da 0-16. La composi-zione dell'ossigeno terrestre (corretta per il frazionamento chimico) è data a sinistra; lo 0,25 percento superiore è riportato su scala ingrandita. Mescolando questo gas con un 5 per cento di 0-16puro si incrementa 1'0-16 solo dal 99,756 al 99,768 per cento. L'aumento, pur piccolo numeri-camente, è significativo dato che la scala di altre variazioni nei rapporti è ancora minore.

L99,756

99,750

'70

160

Mg-26 fosse dovuto al decadimento diAl-26, dato che molte altre reazioni nu-cleari avrebbero potuto generare lo stessoprodotto. In ogni caso, si poteva stabilirel'origine del Mg-26 confrontando l'ecces-so di Mg-26 col rapporto tra l'alluminio eil magnesio in ogni granulo minerale. Irisultati di queste misurazioni obbediva-no a una semplice relazione lineare: alcrescere del rapporto Al/Mg crescevaanche l'eccesso di Mg-26. Se il Mg-26fosse stato prodotto da una sorgente di-versa non si sarebbe osservata nessunacorrelazione. La correlazione presente inmolti minerali tra il contenuto di allumi-nio e l'eccesso di Mg-26 consente ancheuna stima del quantitativo di Al-26 pre-sente inizialmente. Sembra possibile chePAI-26 abbia rappresentato una conta-minazione minore: circa un atomo ogni20 000 atomi dell'isotopo stabile Al-27.

La scoperta di un eccesso di Mg-26 eraparticolarmente importante, perché for-niva una data per la formazione del mate-riale anomalo. Dato che l'Al-26 è un iso-topo radioattivo doveva essere incorpora-to nei minerali non più di qualche periododi dimezzamento, cioè pochi milioni dianni, dopo la sua formazione. Se vi fossestato un ritardo superiore, tutto l'Al-26 sisarebbe trasformato in Mg-26. Tale iso-topo si sarebbe mescolato liberamentecon altro magnesio e non si sarebbe piùpotuta rivelare alcuna correlazione traalluminio e magnesio. La conclusione piùragionevole indica che l'Al-26 fu sintetiz-zato in una supernova non più di qualchemilione di anni prima della formazionedel sistema solare. Si è stimato che la con-densazione di una stella grande come ilSole richiede circa 10 milioni di anni; per-tanto, relativamente alla scala temporaledi formazione stellare, i due eventi furonoessenzialmente simultanei.

Si possono immaginare anche spiega-zioni diverse, ma queste non riescono arender conto di tutti i dati. Per esempio, èpossibile che l'AI-26 sia stato emesso dauna supernova molto più antica e che sisia condensato immediatamente con altrielementi in granuli solidi, che sarebberostati incorporati in seguito nelle meteoritisenza subire alterazioni. In tal caso la ra-dioattività dell'Al-26 si sarebbe esauritaprima che si formasse il sistema solare, mala relazione macroscopica tra l'alluminioe il magnesio non si sarebbe conservata.L'anomalia dell'Al-26 è uniforme su vo-lumi di materiale con dimensioni dell'or-dine del centimetro e non è probabile chei granuli primordiali siano stati così gran-di; inoltre, altri elementi nei granuli pre-sentano rapporti isotopici che concorda-no coi valori medi per il sistema solare.Una supernova non avrebbe sintetizzatol'Al-26 producendo contemporaneamen-te tutti gli altri elementi con abbondanzeche riproducono esattamente la composi-zione della nube protosolare.

Un'altra eventualità è che l'Al-26 siastato prodotto entro l'intervallo permessodi qualche milione di anni prima dellasolidificazione, ma non in una supernova.É possibile che sia stato sintetizzato all'in-terno della nube protosolare stessa nel

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ANORTITE

MELILIT

SPINELLO

FASSAITE

o

50

100

150RAPPORTO FRA 22AI e "Al

0,146

0,144

0,140

GUSCIO DI H

34 5 6 7 8

C, O, Ne. Mg

GUSCIO DI C

4 He (TRACCE DI ' 2C) H

GUSCIO DI He

GUSCIO DI Ne

GUSCIO DI O

GUSCIO DI Si

Fe, Ni

GUSCIO DI Fe

MASSA (UNITA DI MASSA SOLARE)

La struttura di una supernova, poco prima dell'esplosione, è costituita da una serie di guscimisurati qui in unità di massa solare. La struttura è quella prevista per una stella con massa inizialepari a 22 masse solari; a questo punto della sua evoluzione av rebbe già perso parte della sua massainiziale a causa dei senti stellari, ma l'estensione effettiv a dell'inv °lucro esterno di idrogeno non ènota. La stella esplode quando il nucleo di ferro e nichel collassa liberando energia che spazza siagli strati esterni. Per le differenze di temperatura e di composizione ogni guscio contribuisceall'emissione totale con un insieme caratteristico di isotopi. Probabilmente l'AI-26 è sintetizzatosolo nello strato di carbonio e gli elementi pesanti dal silicio al nichel solo negli strati interni.

ULTIMA SUPERNOVA DUE MILIONI DI ANNI PRIMA DELLA FORMAZIONE DEL SISTEMA SOLARE

26 27

27

24

ULTIMA SUPERNOVA 700 000 ANNI PRIMA DELLA FORMAZIONE DEL SISTEMA SOLARE

27 27

SEPARAZIONECHIMICA

4,6 MILIARDIDI ANNI

GRANULI RICCHIDI ALLUMINIO

GRANULI RICCHIDI MAGNESIO

27

24

DUEMILIONIDI ANNI

COMPOSIZIONEODIERNA

24

COMPOSIZIONE NELLEMETEORITI PRIMORDIALI

SEPARAZIONECHIMICA

4,6 MILIARDIDI ANNI

COMPOSIZIONEALLA FORMAZIONEDEL SISTEMA SOLARE

COMPOSIZIONEINIZIALE

27GRANULI RICCHIDI ALLUMINIO

GRANULI RICCHIDI MAGNESIO

24

24

Fenomeni di formazione stellare sono osserv abili presso il bordo anteriore di un resto di superno-va in espansione. La nebulosa brillante, che appare oscura in questa immagine in negativo, si trovanella costellazione del Canis Major. Nelle regioni indicate da frecce, ove è evidente la collisionetra il materiale espulso dalla supernova e il mezzo interstellare, sono state scoperte concentrazionidi stelle giovani e brillanti. La condensazione delle stelle può essere indotta da onde d'urtoprovenienti dalla supernova e può darsi quindi che il Sole si sia formato a seguito di un'interazioneanaloga con la supernova responsabile delle anomalie del magnesio e dell'ossigeno. La prosa diciò fu trovata da William Herbst e George E. Assousa della Carnegie Institution di Washington.

L'eccesso di magnesio 26 nella meteorite di Attende fu prodotto daldecadimento dell'alluminio 26. I dati si riferiscono a minerali identifi-cati in una singola inclusione presente nella meteorite. Il magnesioterrestre normale è costituito per il 78,99 per cento da Mg-24, per il 10per cento da Mg-25 e per 1'11,01 per cento da Mg-26; pertanto ilrapporto tra gli isotopi del magnesio di massa 26 e 24 è pari a 0,139circa. Alcuni dei minerali di Allende si avvicinano a questo rapporto, inparticolare la fassaite e lo spinello. Nella melilite, il Mg-26 è presente inquantità lievemente maggiore e nell'anortite in quantità sostanzialmen-te più elevata. L'origine dell'eccesso di Mg-26 è rivelata dalla strettacorrelazione col contenuto di alluminio del minerale (espresso quanti-

Il decadimento dell'alluminio 26 fornisce un metodo per datare l'esplo-sione della supernova che sintetizzò quell'isotopo. Dato che l'AI-26 haun periodo di dimezzamento di 720 000 anni, solo una piccola parte diesso sopravvive per più di due milioni di anni circa. Se l'ultima superno-va che contribuì al sistema solare fosse esplosa più di due milioni di anniprima che il sistema si condensasse, quasi tutto PAI-26 sarebbe decedu-to prima di essere intrappolato in corpi solidi. I processi chimici avreb-bero allora isolato l'alluminio e il magnesio, e non si sarebbe potutaosservare nessuna anomalia isotopica. Se invece l'ultima supernova che

tativamente dal rapporto tra Al-27 e Mg-24). La fassaite e lo spinellocontengono sia alluminio che magnesio, ma quest'ultimo è così abbon-dante che il piccolo eccesso di Mg-26 proveniente da Al-26 non èmisurabile sperimentalmente. La melilite è ricca di alluminio e poveradi magnesio, l'anortite è ricca di alluminio e quasi priva di magnesio,pertanto mostrano entrambe notevoli incrementi nel valore del rappor-to tra Mg-26 e Mg-24. L'arricchimento isotopico è proporzionale alrapporto di abbondanza tra gli elementi. L'abbondanza originaria di41-26 può essere dedotta dalla costante di proporzionalità o dallapendenza del grafico. Le misurazioni sono state effettuate da TyphoonLee, Dimitri A. Papanastassiou e Gerald J. Wasserburg del Cal Tech.

contribuì al sistema solare esplose in tempi posteriori, sarebbe rimastauna frazione significativa dell'isotopo radioattiv o all'epoca in cui sisolidificarono le meteoriti. Nella selezione chimica degli elementi al-l'atto della condensazione quella frazione sarebbe rimasta insieme colresto dell'alluminio e, quando alla fine fosse deceduto in una meteorite,sarebbe stata soggetta solo a piccole variazioni ulteriori di naturachimica. Pertanto una supernova avrebbe dato origine a un eccesso diMg-26 in rocce ricche di alluminio solo nel caso che fosse esplosaabbastanza tardi. L'abbondanza di Al-26 è ingrandita per chiarezza.

caso che alcuni elementi già presenti sia-no stati esposti a intensa radiazione. Nonsi conosce, però, nessuna sorgente capacedi emettere tale radiazione e, se fosse esi-stita, avrebbe generato molti altri tipi dianomalie isotopiche non osservate.

per comprendere la ragione per cui una

supernova è la fonte più probabiledell'Al-26 (e di molti altri isotopi) è ne-cessario considerare come si formaronogli elementi chimici. Il «big bang» con cuiebbe inizio l'universo da 15 a 20 miliardidi anni fa provocò una nucleosintesi mol-to limitata: la materia generata in quell'e-vento iniziale era costituita quasi esclusi-vamente da idrogeno ed elio, forse contracce di pochi altri elementi leggeri comeil litio. Tutti gli elementi più pesanti furo-no sintetizzati in fasi diverse del ciclo evo-lutivo stellare.

Una delle fasi iniziali della nucleosinte-si stellare consiste nella fusione degliatomi di idrogeno in elio. Questa puòavvenire per reazione diretta tra nuclei diidrogeno oppure in un ciclo più comples-so in cui intervengono vari isotopi delcarbonio, dell'azoto e dell'ossigeno. Inuna fase successiva, che richiede tempera-ture più elevate, i nuclei di elio si fondonoformando elementi più pesanti, che sifondono a loro volta generando nucleiancora più pesanti. Questi processi di fu-sione sintetizzano con particolare abbon-danza i nuclei che possono essere pensaticome multipli dell'isotopo He-4. Il primodi questi, il berillio 8, è instabile e decadese non assorbe un altro nucleo di elio, matutti i rimanenti sono isotopi abbondanti.Essi comprendono il carbonio 12, l'ossi-geno 16, il neo 20, il magnesio 24 e ilsilicio 28. Se sono disponibili temperatureancora più elevate, possono essere inne-scate altre reazioni di fusione. Nei proces-si propri delle temperature più elevateoperanti in stelle normali si strappanonuclei di elio da alcuni nuclei di silicio e siaggiungono ad altri nuclei di silicio. In talmodo si genera alla fine il ferro, che ha 26protoni.

Un aspetto comune a tutte queste rea-zioni di fusione nucleare è la liberazionedi energia loro associata. In tutti i casi ilnucleo maggiore è più stabile di quelli piùpiccoli con i quali fu costituito, così che siha una liberazione di calore a seguito del-la fusione. La successione deve però fer-marsi al ferro che è il nucleo più stabile ditutti. L'espulsione di questo materialeappena formato dal luogo di produzione,che è il centro di una stella massiccia,nello spazio interstellare richiede che lestelle si spezzino in esplosioni di superno-va. Inoltre, molti altri elementi compresitra il carbonio e il ferro sono sintetizzatiesclusivamente nelle condizioni estremeche si verificano proprio nelle esplosionidi supernova.

Solo le stelle di massa superiore a seimasse solari circa possono evolversi insupernove. Quando una stella di questogenere ha esaurito la sua riserva di com-bustibile per la fusione nucleare, assumeuna struttura stratificata. Nel nucleo sitrovano ferro e nichel, attorno c'è un gu-

scio di silicio che comprende anche traccedi magnesio e di ossigeno, poi un guscio diossigeno, uno di neo e uno di carbonio checontiene anche un po' di ossigeno, di neoe di magnesio. Alla periferia vi sono glielementi più leggeri: l'elio (con tracce dicarbonio 12) e un inviluppo esterno diidrogeno.

Non si conosce molto bene l'instabilitàche provoca l'esplosione di una stella.

L'energia che mantiene la pressione in-terna del nucleo di ferro e nichel vienesottratta in qualche modo dalla regionecentrale e viene trasferita ai livelli piùesterni. A seguito di ciò il nucleo collassaper effetto della sua stessa attrazione gra-vitazionale (formando una stella di neu-troni o forse un buco nero), mentre tuttigli strati esterni vengono soffiati via adalta velocità. L'esplosione libera una

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4,6 MILIARDI DI ANNI FA 4,59 MILIARDI DI ANNI FA 4,55 MILIARDI DI ANNI FA4,69 MILIARDI DI ANNI FA 4,65 MILIARDI DI ANNI FA4,7 MILIARDI DI ANNI FA

• --;-

SUPERNOVA

ONDADI

NUBE

SPROTO

OLARE-

->

STELLA MASSICCIA

e—›

•— 0-16• • ----AL-26

Le onde di densità associate alla struttura a spirale della Galassiaprovocano la formazione di stelle passando nelle varie regioni dellaGalassia ogni 100 milioni di anni. Le anomalie isotopiche nelle meteo-riti appaiono come tracce del passaggio di due onde di densità successi-ve. Circa 4,7 miliardi di anni fa (a) un'onda diede origine a un certo

numero di stelle, tra cui almeno una stella massiccia, nelle vicinanzedella nube di polvere e gas da cui si generò il sistema solare. La stellamassiccia divenne una supernova (b) e arricchì la nube di nuovo mate-riale (e). Tra gli isotopi immessi in questo modo c'erano lo iodio 129 e ilplutonio 244 e una parte di essi sopravvisse fino alla formazione del

sistema solare. La frazione rimasta è determinabile nelle meteoritistudiando i prodotti di decadimento di I-129 e Pu-244, che compren-dono isotopi di xeno. Circa 4,6 miliardi di anni fa un'altra onda passòper la stessa regione determinando la nascita di un'altra generazio-ne di stelle massicce (d), di cui faceva parte una stella probabilmente

a meno di 60 anni luce dalla nube protosolare. Quando questa stellaesplose (e), si aggiunsero alla nube altri isotopi (f). Dato che questiisotopi comprendevano l'isotopo a vita breve alluminio 26, si dedu-ce che la nube deve essersi condensata poco dopo, e che la conden-sazione può essere stata indotta dall'esplosione della supernova.

quantità di energia così elevata che alcunesupernove brillano per breve tempo piùintensamente di intere galassie.

Gli strati scagliati via raggiungono nel-l'esplosione una temperatura di vari mi-liardi di kelvin, rendendo possibili rea-zioni nucleari che probabilmente non siverificano in nessun altro luogo nell'uni-verso (tranne che in acceleratori di parti-celle costruiti appositamente). Si hannointensi flussi di particelle, comprendentineutroni, protoni e nuclei di elio. I neu-troni hanno un ruolo di particolare impor-tanza nella sintesi degli elementi pesanti.Un nucleo di ferro, per esempio, può as-sorbire molti neutroni, creando un isoto-po di ferro pesante ed estremamente in-stabile che decade poi per emissione beta.Per gli elementi più pesanti del piombo edel bismuto e per alcuni elementi più leg-geri i neutroni devono essere assorbiti inrapida successione.

L'alluminio 26 è sintetizzato nel gusciodi carbonio delle supernove. Il magnesio24 si accumula in questa regione a seguitodella fusione di coppie di atomi di carbo-nio; gli isotopi più pesanti del magnesio siformano poi per assorbimento di neutro-ni. Parte dell'Al-26 può essere generata

quando un nucleo di Mg-26 assorbe unprotone ed emette immediatamente unneutrone. Un altro meccanismo di produ-zione ha inizio col Mg-24, che può assor-bire un primo neutrone (producendoMg-25) e poi un protone (producendoA1-26). Nell'ambiente di una stella appe-na prima e durante un'esplosione di su-pernova sono possibili molte reazioni si-mili tra loro che danno lo stesso prodottofinale. Nessuna di loro costituisce unasequenza primaria di nucleosintesi, comeè ragionevole dato che né PAI-26, néPAI-27 sono nuclei particolarmente ab-bandonanti.

Meccanismi di questo genere, operantisolo nelle supernove, sono responsabilidella formazione della maggior parte de-gli elementi compresi tra il carbonio e ilferro, che non fanno parte della sequenzadiretta di nuclei di elio. Vi sono però ec-cezioni, le più importanti delle quali sonocostituite dall'ossigeno 17 e dall'ossigeno18. Questi isotopi possono essere sinte-tizzati nelle supernove (per esempio,come risultato di cattura neutronica daparte dell'0-16), ma la loro vita è troppobreve perché entrino a far parte del mez-zo interstellare. L'0-17 è un nucleo fragi-

le, che alle temperature tipiche delle su-pernove si spezza con un tasso più rapidodi quello di formazione. L'0-18 è un po'più resistente, ma assorbe rapidamenteun nucleo di elio, così che la maggior par-te di esso si trasforma in neo 22.

L'inviluppo esterno delle stelle sene-scenti dette giganti rosse è probabilmentela sorgente degli isotopi più pesanti diossigeno trovati nel sistema solare.L'0-17 e 1'0-18 sono sintetizzati là (e inaltre stelle) come prodotti intermedi nellafusione catalitica dell'idrogeno nel ciclocarbonio-azoto-ossigeno. In una giganterossa 0-17 e 0-18 non potrebbero esseredistrutti dall'esposizione a temperaturepiù elevate e, pertanto, parte degli atomipotrebbe sfuggire col vento stellare, che èemesso continuamente dall'atmosferastellare. Questo meccanismo non potreb-be spiegare la formazione di grandi quan-tità di 0-17 o 0-18, ma entrambi questiisotopi sono presenti solo in piccole trac-ce. Probabilmente tutto l'0-17 presentenella nube protosolare fu prodotto inquesto modo, e così pure la maggior partedell'O-18.

Va notato che sia l'anomalia dell'ossi-geno, sia quella del magnesio potrebbero

essere spiegate con l'introduzione di ma-teria proveniente da un solo strato di unasupernova: il guscio di carbonio, che è lapiù esterna delle zone contenenti elemen-ti più pesanti dell'idrogeno e dell'elio.L'Al-26 è sintetizzato solo nel guscio dicarbonio. L'0-16 è pure presente, manon c'è 0-17 e forse nemmeno 0-18.

Prima della scoperta dell'eccesso di

Mg-26 nel materiale di Allende altreanomalie isotopiche erano state interpre-tate come prodotti di decadimento di spe-cie radioattive estinte. Più di dieci anni faJohn H. Reynolds e i suoi colleghi dell'U-niversità della California a Berkeley tro-varono in alcune meteoriti tracce del gasinerte xeno con una composizione isoto-pica insolita. Si dimostrò che l'eccesso diXe-129 presente in queste meteoriti eradovuto al decadimento dello iodio 129.Quattro isotopi di xeno più pesanti (Xe-131, Xe-132, Xe-134 e Xe-136) eranopresenti in proporzioni che indicavanouna forma7ione a seguito della fissionespontanea del plutonio 244.

Sia lo iodio sia il plutonio sono sintetiz-zati solo nelle supernove e non altrove.Dai periodi di dimezzamento degli isotopi

che li generano (17 milioni di anni per loI-129 e 82 milioni di anni per il Pu-244 ) siè potuto ricavare il tempo trascorso tra laformazione dello iodio e del plutonio ePintrappolamento dello xeno nella matri-ce solida delle meteoriti. Gli isotopi ra-dioattivi furono prodotti circa 100 milionidi anni prima che le meteoriti si conden-sassero. Chiaramente non potevano esse-re stati prodotti dallo stesso evento chediede origine alle anomalie del magnesio.

L'intervallo di 100 milioni di anni tra ledue supernove ha una spiegazione affa-scinante, anche se ipotetica. Gli eventiprincipali di formazione stellare nel discodella nostra galassia sono associati aibracci a spirale, che appaiono brillantiproprio perché le stelle giovani si trovanoconcentrate là. Si pensa che i bracci aspirale siano onde di densità che si propa-gano attorno al centro della Galassia,come le compressioni e le rarefazioni diun'onda sonora. Le compressioni inne-scano il collasso di nubi di gas e polvere instelle, e le più massicce tra queste stellevivono solo pochi milioni di anni prima diesplodere come supernove. Ciò che è piùsignificativo è il fatto che un'onda di den-sità passa per una data regione della Ga-

lassia una volta ogni 100 milioni di annicirca, quindi i contributi principali allaformazione di elementi pesanti dovreb-bero susseguirsi con la stessa periodicità.

Si poteva fare un'obiezione ovvia con-tro questa ipotesi. Il fatto che l'0-16 el'Al-26 sintetizzati dalla supernova pre-cedente non abbiano lasciato tracce nellemeteoriti non è sorprendente: infatti,l'0-16 sarebbe stato mescolato comple-tamente con tutto l'altro ossigeno presen-te e tutto l'Al-26 sarebbe decaduto primadella condensazione del sistema solare.fastidioso, però, che non siano state tro-vate prove di esistenza di 1-129 o Pu-244proveniente dalla supernova successiva.Questa mancanza di prove sperimentalinon può essere spiegata in modo soddi-sfacente, anche se due possibilità merita-no di essere prese in considerazione. Perprima cosa va notato che I-129 e Pu-244sono sintetizzati solo per cattura rapida dimolti neutroni. Questo processo non èben conosciuto ed è possibile che non siverifichi in tutte le supernove. Forse nes-sun nucleo di 1-129 e Pu-244 entrò nellanube protosolare a seguito della superno-va più recente proprio perché non ne fusintetizzato nessuno in quell'esplosione.

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NUBE PROTOSOLAREa

•SUPERNOVA

•FORMAZIONE DI GRANULI

•

Un'onda d'urto prodotta in un'esplosione di supernova vicina può averfornito la compressione necessaria per trasformare una nube diffusa digas e polvere nel Sole e nel suo sistema planetario. Dapprima la nube dimateria emessa dalla supernova deve essere stata sotto forma di gas (a),ma c'è ragione di credere che i granuli di minerali refrattari si sianocondensati abbastanza presto (b). Quando il resto di supernova in

espansione incontrò la nube protosolare (c), parte dei granuli penetra-rono probabilmente nella nube come schegge di una granata, portandocon sé le anomalie isotopiche che si osservano oggi nelle meteoriti.D'altra parte, la maggior parte del gas sarebbe stata spinta attorno allanube comprimendola (d) finché questa superò una densità critica ecollasso a causa della sua stessa gravità formando una nuova stella (e).

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Un'altra possibilità prevede che solo glistrati esterni della supernova più recentesiano potuti penetrare nella nube proto-solare.

Oltre alle specie radioattive estintesono state trovate altre anomalie tra gliisotopi stabili dello xeno e ancor di più inaltri due gas nobili: il cripto e il neo. Que-ste scoperte non sono ancora state spiega-te completamente, anche se l'anomaliadel neo (che fu scoperta nel 1972 da Da-vid Black dell'Ames Research Center del-la NASA) sembra richiedere, come le al-tre, una trasformazione nucleare al difuori del sistema solare.

Nel materiale proveniente dalla meteo-rite di Allende sono stati trovati anchealtri rapporti isotopici anomali. Nei mine-rali di Allende gli eccessi di Mg-26 e di0-16 non sono molto correlati; un granu-lo di minerale che presenta un eccessonotevole di 0-16 non presenta necessa-riamente anche un grande eccesso diMg-26, dato che gli eccessi di Mg-26 sitrovano solo in minerali ricchi di allumi -nio. D'altra parte, in due campioni di Al-lende entrambe le anomalie si presentanonotevoli e mostrano caratteristiche un po'diverse dalle deviazioni isotopiche cheappaiono nel resto del materiale. Partedell'effetto è dovuto a processi nucleari,ma ci deve essere stato anche un impor-tante frazionamento chimico: circa 10volte maggiore che negli altri campioni.In uno di questi campioni sono stati misu-rati rapporti isotopici insoliti non solo perl'ossigeno e il magnesio, ma anche per ilsilicio, il calcio, lo stronzio, il bario, ilneodimio e il samario. In effetti, tutti glielementi esaminati in quel campione sisono rivelati isotopicamente anomali. Laspiegazione più ragionevole è che quelcampione abbia ricevuto una frazioneeccezionalmente grande di materia pro-veniente dalla supernova più recente eche tale materia si sia condensata prima dipotersi mescolare con altri componentidella nube.

Dafa la rarità delle supernove, l'esplo-sione di una di esse proprio al tempo

e nel luogo della formazione del sistemasolare sarebbe stata una coincidenza mol-to improbabile. La stretta associazionetra i due eventi non deve essere stata unasemplice coincidenza, mentre argomen-tazioni teoriche e osservazioni di lontaniresti di supernova indicano che l'esplo-sione può essere stata determinante per laformazione del sistema solare.

I calcoli teorici mostrano che una nubedi gas e polvere, isolata e sufficientemen-te rarefatta, con una massa paragonabilea quella del Sole, non può collassare pereffetto della propria attrazione gravita-zionale senza qualche stimolo esterno. Leforze gravitazionali diminuiscono con ilquadrato della distanza, così che la forzadi coesione in una nube di gas e polvererisulta determinata in gran parte dalladensità. Finché la densità è inferiore a unvalore critico, la pressione interna del gasnon permette alla nube di condensarsi.Quando si raggiunge però la densità criti-ca, il collasso diventa spontaneo.

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La necessità di un evento iniziale è unvecchio problema della teoria della for-mazione stellare. L'ipotesi che l'esplosio-ne di una stella vicina possa fornire lacompressione necessaria fu avanzata piùdi 30 anni fa; questa possibilità fu studiatain particolare da Fred Hoyle e da E. J.Opik. Più recentemente, Paul Woodwarddel Lawrence Livermore Laboratory del-l'Università della California ha dimostra-to che onde d'urto in espansione potreb-bero applicare una forza di compressioneabbastanza elevata da dare inizio allaformazione di una stella. Quando il fronted'urto raggiunge una nube rarefatta digas, la avvolge e la comprime entro unvolume minore. Questi calcoli generici suonde d'urto sono applicabili al caso speci-fico di un fronte d'urto da supernova checolpisce una nube di gas interstellare.

William Herbst e George E. Assousadella Carnegie Institution di Washingtonhanno ottenuto recentemente immaginifotografiche che sembrano mostrare que-sto processo in atto. Sono fotografie dinebulose in espansione prodotte da su-pernove galattiche. Herbst e Assousahanno trovato concentrazioni di stellegiovani e brillanti in corrispondenza albordo anteriore di resti di supernova.

La distanza tra la nube protosolare e lasupernova che ne innescò il collasso è

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deducibile dall'energia necessaria per lacompressione, dalla diluizione osservatadelle anomalie isotopiche e dalle dimen-sioni delle regioni di formazione stellare.La stima migliore, coerente con tutte que-ste limitazioni, prevede che la supernovanon distasse più di 60 anni luce dallanube, e che fosse pertanto una delle stellepiù vicine. Non si può sperare di identifi-care oggi il nucleo del resto di supernova.Probabilmente, l'esplosione stessa confe-rì al nucleo una velocità elevata relativa-mente al sistema solare, così che ora do-vrebbe trovarsi molto lontano.

La sopravvivenza dei minerali conte-nenti isotopi riconducibili a una particola-re supernova è più plausibile se quegliisotopi entrarono nella nube protosolarecome granuli solidi invece che in formagassosa. I gas si rimescolano così rapida-mente che i rapporti isotopici si uniforme-rebbero in meno di un milione di anni.Inoltre, Steven Margolis dell'Universitàdi Chicago ha dimostrato recentementeche i granuli possono penetrare più facil-mente nella nube protosolare: i granuliagiscono come proiettili, invece il gasproveniente dalla supernova tende a pro-pagarsi attorno alla nube. Dentro allanube i granuli tendono a riunirsi, aumen-tando così la probabilità di osservareun'anomalia isotopica anche se la massatotale fornita dalla supernova più recenteera piccola rispetto alla massa del sistemasolare.

Queste scoperte sono significative solose i granuli sono prodotti effettivamentein esplosioni di supernova. Margolis eSydney Falk, pure dell'Università di Chi-cago, con James Lattimer dell'Universitàdell'Illinois, hanno trovato che la conden-sazione di granuli solidi è prevista da unmodello standard di esplosione di super-nova. I granuli non si formano nell'esplo-sione, ma durante l'espansione e il raf-freddamento della nube. Essi provengo-no dagli strati interni, dove si trovano glielementi più pesanti, e sono proprio alcu-ni granuli che solidificano alle temperatu-re più elevate quelli che avrebbero glieccessi più notevoli di ossigeno 16. Questiminerali refrattari sarebbero tra i primi aformarsi e tra i più resistenti a una succes-siva vaporizzazione. Non è ragionevoleattendersi che granuli minerali qualsiasitrovati oggi nelle meteoriti siano stati sin-tetizzati nelle supernove e si siano con-servati inalterati; anche le condriti carbo-nacee hanno subito parzialmente vapo-rizzazione, fusione e processi chimici.Ciononostante il materiale da supernovaè un costituente importante nei granuliattuali.

T rapporti isotopici misurati possonoessere combinati con altre prove spe-

rimentali per tentare di dare una spiega-zione agli eventi che diedero origine alsistema solare. Alcuni aspetti di questomodello sono necessariamente speculati-vi, in particolare la conclusione che unasupernova abbia innescato il collasso del-la nube protosolare. Le anomalie isotopi-che non possono aiutarci in questo pro-blema e mostrano soltanto che i due even-

ti avvennero quasi allo stesso tempo enello stesso luogo, anche se l'ipotesi diuna connessione causa-effetto pare piùragionevole della pura coincidenza.

Quando il sistema solare si formò, laGalassia si stava evolvendo da almenosette e forse fin da 15 miliardi di anni, cosìche si erano già susseguite molte genera-zioni di stelle. La polvere e il gas abbon-danti nel piano galattico erano già statiarricchiti di elementi pesanti dalla nu-cleosintesi stellare e dalle supernove dellegenerazioni precedenti. Si può supporreche in tutta la regione in cui si formò ilsistema solare la composizione della pol-vere e del gas fosse uniforme per il mesco-lamento dei contributi di molte superno-ve e di altre sorgenti.

Circa 4,7 miliardi di anni fa, un'onda didensità associata alla struttura a spiraledella Galassia passò attraverso quella re-gione. Nella scia dell'onda di densità siformarono varie stelle, tra le quali alcunemassicce che consumarono rapidamenteil loro combustibile nucleare ed esploserocome supernove. Almeno una supernovain questa generazione produsse iodio 129e plutonio 244, che entrarono in partenella nube protosolare. Senza dubbio fusintetizzato anche alluminio 26, ma de-cadde tutto quanto in vari milioni di annisuccessivi. I prodotti di decadimento diquelle specie radioattive a vita breve e gliisotopi stabili espulsi dalla supernova simescolarono con la nube e non lasciaronoalcuna traccia.

Circa 100 milioni di anni dopo, cioè 4,6miliardi di anni fa, passò un'altra onda didensità che diede luogo a un'altra genera-zione di stelle massicce. Questa volta unasupernova esplose a meno di 60 anni lucecirca dalla nube protosolare ; in effetti, èpossibile che la supernova sia stata pro-dotta da un'altra parte della stessa nube.In quella generazione non fu incorporatonel sistema solare né iodio né plutonio dasupernova, pertanto sembra che la super-nova vicina sia stata una delle prime nellasua generazione. L'alluminio 26, l'ossi-geno 16 e altri nuclei appena formati rag-giunsero la nube e così pure un'onda d'ur-to che ne provocò il collasso in una stellacon un sistema planetario. I processi chi-mici cancellarono ogni traccia dei prodot-ti della supernova nella maggior parte deicorpi costituenti il nuovo sistema solare.Solo nei corpi più piccoli e freddi, le me-teoriti, furono conservati rapporti isoto-pici peculiari. Alcuni di questi corpi con-densarono abbastanza rapidamente daconsentire che l'alluminio 26 lasciassetracce fossili.

Le parole «nova» e «supernova» sonoderivate dal latino stella nova. Era unadenominazione a carattere descrittivo inun'epoca in cui il fenomeno era percepitocome l'apparizione improvvisa di unastella là dove non se ne vedeva nessuna,ma il nome assunse un carattere quasiironico quando si capì che una supernovanon rappresentava la creazione di unastella ma la sua morte in un cataclisma.Ora, però, sembra che una supernovaabbia presenziato alla nascita di almenouna stella, il Sole.

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