Le reazioni termonucleari delle stelle
A temperatura ordinaria, in un gas, le particelle sono neutre; viceversa
a temperatura superiore a qualche eV, poichè le singole particelle tendono
a dissociarsi negli elementi costitutivi (ioni ed elettroni) il gas si trasforma
in una miscela di particelle cariche, cioè un plasma .
Il plasma, costituisce il 99% della materia di cui e' composto l' Universo
e quindi è detto anche: "quarto stato della materia". E' il principale
costituente delle stelle e del sole. Nel sole, che ha una temperatura interna
di 14 milioni di gradi, la reazione di fusione di nuclei di idrogeno (reazione
protone-protone) è responsabile di gran parte dell'energia che
giunge fino a noi sotto forma di calore e di luce (e di neutrini solari).
In stelle più calde o di massa maggiore prevalgono altre reazioni.
A temperature intorno ai 15-20 milioni di gradi queste reazioni si basano
sul ciclo del carbonio in cui il C12 funge da catalizzatore per la
fusione di 4 protoni in un nucleo di He4 ,due positroni,
due neutrini, e un gamma, con sviluppo di 26.63 MeV
di energia ( di cui il 5% è associata ai neutrini prodotti).
Il problema dell'evoluzione stellare è governato dall'energia da fusione
e dall'energia gravitazionale: in una stella molto giovane composta da atomi
di idrogeno, l'energia gravitazionale è dominante, la stella si contrae,
aumenta la sua temperatura e la sua densità finchè
diventano importanti le reazioni di fusione con liberazione di energia.
Si verificano in sequenza stadi gravitazionali e nucleari a temperature e densità
crescenti e vengono bruciati nuclei con carica crescente, fino ai nuclei di
ferro per i quali l'energia di legame presenta un massimo. A questo punto le
reazioni nucleari assorbono energia anzichè produrla.
Photograph
of solar flares
Per ottenere la reazione di fusione, il plasma di idrogeno deve esser confinato in uno spazio limitato: nel sole questo si verifica ad opera delle enormi forze gravitazionali in gioco. Inoltre, il processo di fusione, nel sole, avviene con estrema lentezza, ragione per cui esso brilla da miliardi di anni.
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