# data[].attributes.attachment_link.description
Quarto capitolo del dvd THE BOMB. La Fusione nucleare. Parte del documentario autoprodotto intitolato THE BOMB sotto licenza Creative Commons.

# data[].attributes.attachment_link.readable_text
Reazioni nucleari nelle stelle
I processi nucleari che si verificano in una stella sono stati individuati gi dalla fine degli anni '30.

Essi formano 2 gruppi distinti: la sequenza protone-protone, per le stelle di massa minore di 1,5 masse solari ed essenzialmente il ciclo carbonio-azoto, o ciclo di Bethe per le altre.

Fasi successive della sequenza

Tipo di reazione

Velocit della reazione

1.

2.

3.

Hb 1 + H 1 D 2 + ⁺ + n

He ³ + He ³ He ⁴ + 2H ¹

alcune decine di miliardi di anni

alcuni secondi

alcuni milioni di anni

1. Nella prima reazione due protoni (H¹) si fondono in un nucleo di deuterio (D²), formato da 1 protone e da 1 neutrone, con emissione di un positrone b⁺ (destinato a convertirsi in energia elettromagnetica non appena incontra un elettrone) e di un neutrino n che invece abbandona definitivamente la stella.
Perch essa possa svolgersi, i 2 protoni carichi positivamente devono essere portati molto vicini l'uno all'altro a distanze tipiche dei processi nucleari (10⁻¹⁴m). E questo non possibile se non si fornisce loro l'energia sufficiente a vincere l'enorme repulsione elettrostatica conseguente. per questo motivo che occorrono altissime temperature: soltanto in tali condizioni le energie cinetiche elevatissime dei protoni possono metterli nelle condizioni opportune di reagire.
Ma questo non ancora sufficiente: durante i brevissimi istanti (10⁻²¹sec) in cui essa si verifica, occorre anche che un protone si trasformi in un neutrone. Poich, come si intuisce abbastanza facilmente, possibilit del genere si presentano molto raramente, il tempo mediamente necessario al processo diventa molto grande (dell'ordine di decine di miliardi di anni ). Ma i protoni presenti nelle zone centrali caldissime delle stelle, nelle quali si verifica la catena protone-protone, sono tantissimi (si provi a stimarne il numero supponendo ad esempio che solo il10% della massa solare prenda parte alla reazione), in grado dunque di sostenere la reazione al tasso richiesto dalle condizioni generali della stella.

2. La seconda fase estremamente probabile per il gran numero di protoni presenti nell'ambiente e per la grande reattivit nucleare del deuterio. Ne risulta unnucleo dell'isotopo leggero dell'elio, l'He³, e una emissione di radiazione elettromagnetica altamente energetica sotto forma di raggi g.

3. La terza fase ha luogo quando 2 nuclei di He³ vengono a trovarsi nelle condizioni di incontrarsi e di formare un nucleo di elio quattro (He⁴), rimettendo nell'ambiente 2 protoni in eccesso. Tali opportunit richiedono per ogni nucleo di He³ coinvolto alcuni milioni di anni.
Per calcolare la velocit complessiva delle reazioni occorre tener conto del contenuto percentuale di idrogeno e di elio presenti nelle zone interessate dalle reazioni, e pi ancora dalla temperatura. Gli studiosi sono in grado di valutare accuratamente queste dipendenze, e ad esempio si pu concludere che nell'interno del sole prende parte alla reazione protone-protone circa 1/7 dell'intera massa.

Ciclo del carbonio-azoto.

La catena protone-protone non in grado di sostenere il ritmo di irraggiamento delle stelle di massa appena pi grande di quella solare. In queste stelle infatti, pur crescendo la temperatura centrale, e con essa la capacit di produrre energia, il tasso di tale produzione non in grado di far fronte adeguatamente all'aumento di luminosit, secondo la relazione massa-luminosit. La luminosit di una stella equivale circa alla sua massa elevata quasi alla quarta potenza.

Fasi successive del ciclo

Tipo di reazione

Velocit della reazione

1.

2.

3.

4.

5.

6.

N ¹³ C ¹³ + b ⁺ + n

O ¹⁵ N ¹⁵ + b ⁺ + n

N ¹⁵ + H ¹ C ¹² + He ⁴

Decine di milioni di anni

7 minuti

alcuni milioni di anni

centinaia di milioni di anni

82 secondi

migliaia di anni

A partire dalla reazione di un nucleo di carbonio 12 con un protone, si formano in successive fasi del ciclo diversi nuclei, fino a quello dell'azoto 15. Il ciclo si chiude in seguito alla reazione dell'azoto 15 con un protone. Si ripristinano, infatti, le condizioni iniziali del carbonio 12, che viene ad assumere il ruolo di catalizzatore dell'intero processo, mentre complessivamente 4 protoni vengono trasformati ancora una volta in un nucleo di elio.
La dipendenza dalla temperatura di queste due principali catene di reazioni nucleari riportata in figura.

Nei precedenti 2 processi, l'energia veniva prodotta dalla fusione di idrogeno in elio; nel triplo processo a la produzione di energia si associa invece alla fusione di elio in carbonio.
Esso consiste in questo. In una prima fase due nuclei di elio (2 particelle a) reagiscono dando vita ad un nucleo di berillio 8 (estremamente instabile). Successivamente prima che questi possa tornare a scindersi in 2 particelle a, la sua fusione con una terza particella a porta alla formazione di un nucleo di carbonio.
Dal momento che le particelle a hanno una carica doppia rispetto a quella del protone, si intuisce abbastanza facilmente che le condizioni fisiche per la fusione dell'elio sono particolarmente severe. In effetti si valuta che tale "combustione" possa verificarsi solo in presenza di valori enormemente grandi di densit ( 10⁶g/cm³) e di temperatura ( 10⁸K). Ma condizioni di questo genere non si possono avere quando le stelle attraversano la fase di sequenza principale.
Il triplo processo a, perci, riguarda una fase ad essa successiva, quando, per l'assenza di opportune sorgenti nucleari, il nucleo della stella, ormai diventato completamente di He , riprende a contrarsi. In tal caso, infatti, per effetto dell'auto compressione gravitazionale, e soltanto per le stelle che durante la fase di sequenza principale hanno una massa superiore a circa 3 volte quella del Sole, possibile raggiungere i valori richiesti di temperatura e densit, tali da far fondere l'elio e generare elementi pi pesanti (carbonio, ossigeno, neon, magnesio).

Processo a: quando anche l'elio si esaurisce, il nucleo della stella si contrae ancora, arrivando a temperature di 10⁹K. Per cattura di particelle a si formano silicio, zolfo, argon, calcio.

Trasformazione del silicio: tale processo responsabile della sintesi degli elementi pesanti fino al ferro (temperature di 3/4 9 K).

Le temperature raggiungibili anche nelle stelle di grande massa sono tuttavia insufficienti alla fusione che porta alla produzione di elementi pi pesanti del ferro. Si ritiene che questi si formino per cattura di neutroni combinata con decadimento dei nuclidi radioattivi formati, dato che nelle reazioni di fusione che conducono al ferro si formano, numerosi neutroni.
Il processo in questione interessa solo stelle di massa particolarmente elevata che arrivate quasi al termine della loro esistenza, prima di "morire" come pulsar o buchi neri si trasformano in novae o supernovae (cos chiamate perch, dato il loro particolare splendore, anticamente si credeva che si trattasse di stelle di nuova formazione).

# data[].attributes.attachment_link.description
Reazioni nucleari nelle stelle I processi nucleari che si verificano in una stella sono stati individuati gi dalla fine degli anni '30. Essi formano 2 gruppi distinti: la sequenza protone-protone, per le stelle di massa minore di 1,5 masse solari ed essenzialmente il ciclo carbonio-azoto, o ciclo di Bethe per le altre.

# data[].attributes.attachment_link.description
La catena protone-protone è un processo nucleare che trasforma i nuclei di idrogeno ( protoni) in nuclei di elio. Il processo fu ipotizzato nel 1939 dal fisico e astronomo tedesco Hans Albrecht Bethe. Il ciclo protone-protone rappresenta la sorgente di energia principale per la maggior parte delle stelle dell'universo, compreso il Sole nel quale questa catena è il processo predominante.

# data[].attributes.attachment_link.description
Il ciclo del carbonio-azoto (abbreviato ciclo CN, anche denominato per maggior completezza come o ciclo CNO, dai simboli dei tre elementi chimici considerati, o ciclo di Bethe) è una serie di reazioni nucleari che avvengono all'interno delle stelle.

# data[].attributes.attachment_link.title
La fusione nucleare - Energia delle stelle

# data[].attributes.attachment_link.description
Approfondimenti: http://www.invasionealiena.com/invezioni-e-scoperte/98-fusione-nucleare-dal-2026-energia-dalle-stelle.html Gli scienziati che lavorano alla fusione nucleare stanno facendo passi da gigante e si pongono un ambizioso traguardo: dimostrare entro il 2026 che i processi energetici del sole e delle stelle potranno essere utilizzati sulla terra per compensare la crescente domanda di energia elettrica.

# data[].attributes.body
Orlando e Porciello

# data[].attributes.attachment_link.title
L'incredibile Storia Di Enrico Fermi 1/13