Il ferro è l’elemento chimico con numero atomico 26.

Il suo simbolo è Fe, derivato da ferrum, nome latino di questo elemento metallico.

Si trova quasi sempre legato ad altri elementi quali: carbonio, silicio, manganese, cromo, nichel, ecc. Con il carbonio il ferro forma le sue due leghe più conosciute: l’acciaio e la ghisa.

La parola ferro è spesso usata scorrettamente nel linguaggio comune per indicare anche le leghe di ferro a bassa resistenza, cioè gli acciai dolci.

Il ferro si estrae da numerosi minerali (ossidi, carbonati, solfuri, ecc.) tramite processi metallurgici di calcinazione o arrostimento che li trasformano in ematite (Fe₂O₃), poi agglomerata e ridotta a ghisa d’affinazione con carbone coke nell’altoforno, tramite la pirometallurgia.

La ghisa d’affinazione può essere usata per la preparazione delle ghise non legate e legate, destinate alla fabbricazione dei getti (oggetti ottenuti per solidificazione in forme di terra refrattaria da fonderia, oppure convertita in acciaio nel convertitore mediante insufflazione d’aria che ossida ed elimina tramite la scoria tutti elementi più ossidabili del ferro, compreso parte del carbonio).

L’acciaio da convertitore può essere legato ad altri elementi chimici per ottenere innumerevoli leghe ferrose di caratteristiche assai diversificate, che trovano il maggior numero possibile di applicazioni fra tutte le leghe disponibili dei diversi elementi base (ferro, alluminio, rame, titanio, nichel, ecc.). Infatti, esiste sempre una lega ferrosa che possa soddisfare un impiego specifico, sebbene esistano altre leghe metalliche concorrenziali o materiali più vantaggiosi od economici per particolari impieghi (per esempio, leghe d’alluminio per la costruzione dei serramenti o le materie plastiche per la costruzione dei paraurti delle automobili, ecc.).

Mediante complessi procedimenti metallurgici si può ottenere il ferro con purezza che s’avvicina al 100%, che tuttavia trova applicazioni industriali molto limitate.

Estremamente importante nella tecnologia per le caratteristiche meccaniche e la lavorabilità delle sue leghe, in passato il ferro fu tanto importante da dare il nome ad un intero periodo storico: l’età del ferro.

Origine e genesi del Ferro nell’Universo

Il ferro si forma per nucleosintesi stellare all’interno nelle stelle di grande massa; perciò da sidereo (stellare) prende il nome la filiera dell’estrazione del ferro dai suoi minerali e fabbricazione delle leghe ferrose: la siderurgia.

Nelle stelle, sono prodotti tutti gli elementi chimici tranne l’idrogeno, che è il carburante iniziale.

L’elio è già presente nell’attuale universo in grandi percentuali e la massa prodotta dalle stelle è contenuta.

Tutti gli altri elementi sono prodotti per fusione nucleare dalle stelle di grande massa fino al ferro 56, mentre gli elementi più pesanti possono essere prodotti dalle esplosioni di supernova, che avviene alla fine della vita di una stella di grande massa.

Per dare un’idea intuitiva del processo, la fusione nucleare che avviene al centro del Sole è quasi la stessa di quella di una bomba atomica all’idrogeno. Infatti, ciò che accade in una stella è un’esplosione atomica continua contenuta dalla gravitazione, equivalentemente ad un reattore a fusione nucleare. Nel Sole, si fondono 600 milioni di tonnellate d’idrogeno ogni secondo, e di queste 4 milioni di tonnellate sono convertite in energia pura, secondo la famosa equazione di Einstein: E = mc².

Nel 1920, Arthur Eddington, sulla base di precise misure degli atomi da parte di F.W. Aston, fu il primo a suggerire che le stelle ottenessero la loro energia dalla fusione nucleare dell’idrogeno che si trasforma in elio.

Nel 1928, George Gamow derivò quello che è oggi chiamato il fattore Gamow, una formula quantomeccanica che dà la probabilità di portare due nuclei sufficientemente vicini affinché la forza nucleare forte possa superare la barriera di Coulomb.

Nel 1939, in un articolo chiamato “Energy Production in Stars” (Produzione di energia nelle stelle), Hans Bethe analizzò le differenti possibilità per delle reazioni in cui l’idrogeno sia fuso in elio. Selezionò due processi che pensava fossero quelli che effettivamente avvenivano nelle stelle. Il primo, la catena protone-protone, è la principale fonte di energia nelle stelle di piccola massa, come il Sole o più piccole. Il secondo, il ciclo del carbonio-azoto-ossigeno, considerato anche da Carl Von Weizsäcker nel 1938, è importante per le stelle più grandi.

Negli anni seguenti, furono aggiunti molti dettagli alla teoria di Bethe, come un famoso articolo del 1957 pubblicato da Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle. Tale pubblicazione riassumeva e rifiniva le ricerche precedenti in una visione coerente che era consistente con le abbondanze osservate dei vari elementi.

Le reazioni nucleari più importanti nelle stelle sono:

• fusione dell’idrogeno;
• fusione dell’elio;
• fusione di elementi più pesanti fino al ferro;
• produzione di elementi più pesanti del ferro.

Gli elementi più pesanti del ferro nella tavola periodica degli elementi non possono formarsi tramite la normale fusione nucleare che avviene nelle stelle.

Fino al nichel (secondo elemento nella tavola periodica dopo il ferro), la fusione è un processo esotermico quindi avviene spontaneamente. Gli elementi del “gruppo del ferro” sono quelli che possiedono la maggiore energia di legame, per cui la fusione di elementi per creare nuclei con numero di massa superiore a quello del nichel non può avvenire perché assorbirebbe energia.

In realtà, il ⁵²Fe può catturare un nucleo di elio per dare ⁵⁶Ni ma è l’ultimo passaggio nella catena di cattura dell’elio.

Il flusso di neutroni all’interno di una stella può produrre isotopi più pesanti tramite la cattura di neutroni da parte dei nuclei. Gli isotopi così prodotti sono generalmente instabili, così si realizza un equilibrio dinamico che determina il verificarsi di qualsiasi guadagno netto in numero di massa.

La probabilità per la creazione di un isotopo è solitamente definita in termini di una sezione per tali processi, ciò ha rivelato che c’è una sezione sufficiente per la cattura di neutroni per creare isotopi fino al ²⁰⁹Bi (bismuto 209), il più pesante isotopo stabile conosciuto.

La produzione di altri elementi come rame (Cu), argento (Ag), oro (Au) zirconio (Zr) e piombo (Pb) si ritiene avvenga tramite cattura neutronica, che gli astronomi chiamano processo s, cioè slow neutron capture (cattura neutronica lenta).

Per isotopi più pesanti del ²⁰⁹Bi, il processo s sembra non funzionare. L’attuale opinione è che tali isotopi sarebbero formati nelle enormi esplosioni di stelle conosciute come supernove, durante le quali è prodotto un grande flusso di neutroni ad alta energia che fanno aumentare la massa dei nuclei degli atomi bombardati di un’unità alla volta per produrre i nuclei pesanti. Questo processo apparentemente procede molto rapidamente, durante queste esplosioni, ed è chiamato processo r che significa rapid neutron capture (cattura neutronica rapida). Questo processo avviene molto rapidamente, tanto da impedire l’istantaneo decadimento dei prodotti intermedi.

Con un eccesso di neutroni, questi nuclei sono instabili e si disintegrerebbero per fissione in nuclei più leggeri, ma il grande flusso di neutrini rende possibile la conversione di neutroni in protoni secondo la forza debole nei nuclei.

Gli strati contenenti gli elementi pesanti sono espulsi dall’esplosione della supernova, e forniscono la materia prima di elementi pesanti nelle distanti nuvole d’idrogeno che poi condenseranno per formare nuove stelle.

Concludendo, il ferro si forma per fusione nucleare di elementi più leggeri e per fissione nucleare di elementi più pesanti ed è l’elemento a cui tende l’intero Universo. Secondo stime fumettistiche di scienziati astrofisici, l’universo che oggi conosciamo potrebbe diventare di solo ferro tra circa 10¹⁸ anni (un miliardo di miliardi di anni), con buona pace degli imprenditori siderurgici.

Caratteristiche del ferro

Gli studiosi hanno stimato che il ferro sia il metallo più abbondante nel pianeta terra, perché è presente in grandi quantità nel nucleo e nel mantello terrestre, assieme a nichel e allo zolfo.

Limitatamente alla crosta terrestre, il ferro è invece è il quarto elemento più abbondante con una percentuale in peso pari a circa 6,3%, preceduto dall’ossigeno (46%), silicio (27%) e alluminio (8,1%), mentre si stima che sia il sesto elemento per abbondanza nell’intero universo (con una percentuale in peso di circa 0,11%), preceduto dall’idrogeno (75%), l’elio (23%), l’ossigeno (1%), il carbonio (0,5%) e il neon (0,13%).

La grande quantità di ferro presente al centro della Terra non può essere tuttavia causa del campo geomagnetico, perché si trova ad una temperatura superiore alla temperatura di Curie (769 °C per il ferro puro) oltre il quale non esiste ordinamento magnetico nel reticolo cristallino.

Il ferro è un metallo estratto dai suoi minerali, costituiti da composti chimici del ferro, prevalentemente ossidi, carbonati e solfuri. Infatti, sulla crosta terrestre il ferro non si trova quasi mai allo stato elementare metallico (ferro nativo), ma sempre sotto forma di composti in cui è presente allo stato ossidato. Per ottenere ferro metallico è necessario procedere ad una riduzione chimica dei suoi minerali.

Il ferro si usa solitamente per produrre acciai e ghise, cioè leghe metalliche a base ferro, carbonio ed altri elementi.

Il nuclide più abbondante del ferro, il ⁵⁶Fe, possiede la più piccola massa per nucleone, che corrisponde a 930.412 MeV/c² (ovvero Mega elettron volt/velocità della luce nel vuoto elevata al quadrato), ma non è il nuclide più fortemente legato, primato che spetta al ⁶²Ni.

 Forme allotropiche del ferro

Esistono due forme allotropiche del ferro allo stato solido, cioè forme cristalline:

• cubico corpo centrato (ccc) del ferro alfa ferromagnetico, ferro beta paramagnetico e ferro delta paramagnetico;
• cubico facce centrate (cfc) del ferro gamma.

Tali definizioni seguono l’ordine alfabetico delle lettere greche:

• a del ferro ccc ferromagnetico stabile da 0 a 1042,15 K (-273,15÷769°C);
• b del ferro ccc paramagnetico stabile da 1042,15 a 1184,15 K (769÷911°C);
• g del ferro cfc paramagnetico stabile da 1184,15 a 1665,15 K (911÷1392°C);
• d del ferro ccc paramagnetico stabile da 1665,15 a 1808,15 K (1392÷1535°C);

Nel seguente diagramma delle fasi del ferro puro, che ha in ordinata la temperatura ed in ascissa logaritmica la pressione in bar sono rappresentati i campi di stabilità delle fasi a, g e d in un determinato intervallo di temperatura e pressione. Non è rappresentata la fase b, perché si tratta della stessa fase a oltre la temperatura di Curie (769°C), dove gli spin di 4 elettroni che occupavano singolarmente n° 4 orbitali 3d del ferro si sono accoppiati occupando n° 2 orbitali 3d lasciandone 2 vuoti. Per questa ragione l’atomo di ferro passa da ferromagnetico a paramagnetico.

Le forme allotropiche del ferro sono strutturalmente diverse: il ferro alfa, beta e delta hanno un reticolo cristallino ccc la cui cella elementare contiene l’equivalente di massa di 2 atomi di ferro (uno al centro e 1/8 di n° 8 atomi al vertice, mentre il ferro gamma presenta un reticolo cfc la cui cella elementare contiene l’equivalente di massa di 4 atomi (6/2 atomi al centro delle n° 6 facce della cella più 1/8 di n° 8 atomi al vertice).

Le soluzioni solide interstiziali del carbonio nel ferro (fasi) hanno nomi diversi, secondo la forma allotropica del ferro in cui il carbonio è sciolto e della temperatura a cui la fase è stabile e cioè:

• ferrite alfa: ferro a ccc che scioglie il carbonio ed è stabile da 0 a 1184,15 K (-273,15÷911°C);
• austenite: ferro g cfc che scioglie il carbonio, carbonio nel, stabile da 1184,15 a 1665,15 K (911÷1392°C);
• ferrite delta: ferro d ccc che scioglie il carbonio ed è stabile da. 1665,15 a 1808,15 K (1392÷1535°C, punto di fusione del ferro puro che può variare da 1535 a 1538°C secondo l’autore che lo ha determinato).