REAZIONI TERMONUCLEARI

La catena protone-protone

È una della fonti di energia delle stelle, la principale nel Sole e nella maggioranza delle stelle com massa paragonabile, o inferiore; tramite essa i protono dell'idrogeno si trasformano in nuclei di elio con rilascio di energia e neutrini.
Lo schema dei due possibili decadimenti beta La reazione avviene attraverso vari passaggi e necessita di una temperatura di circa 6 x 106 K perchè tutti i passaggi siano "attivi", dai 4 x 106 K ai 6 x 106 K possono avvenire solo alcune trasformazioni; nel primo passaggio i protoni di due nuclei di idrogeno si fondono e, per decadimento β+, si forma un nucleo di deuterio (2H), rilasciando un netrino (νe), con associata una energia che varia tra 0 e 0.42 MeV, ed un positrone (e+), che si annichila immediatamente con un elettrone, producendo 2 raggi gamma e un'energia di 1.02 MeV. La trasfomazione in deuterio è molto lenta, in quanto un protone deve aspettare mediamente 109 anni prima di fondersi, dovendo superare la repulsione elettrostatica dell'atomo.
Il deuterio può venire prodotto anche attraverso la reazione pep, una reazione rara in cui il deuterio si ottiene per cattura elettronica: 1H + e-1H + 2H + νe; la sua frequenza è di 1:400 rispetto alla precedente, ma i neutrini così prodotti sono molto più energetici: 1.44 MeV.
Segue poi la fusione del deuterio con un'altro atomo di idrogeno, che produce l'isotopo dell'elio 3 (3He) e da questo punto in avanti per arrivare ad avere un atomo di elio (4He) si possono seguire 4 strade diverse.
Riassumendo in queste prime fasi si ha:

1H + 1H → 2H + e+ + νe
e+ + e- → 2γ + 1.02 MeV
2H + 1H → 3H + γ + 5.49 MeV
Ramo ppI
Schema della catena pp
È dominate per una temperatura compresa tra i 10.000 K ed i 14.000 K, nel Sole avviene il 91% delle volte e coinvolge 2 isotopi di 3He:
3He +3He → 4He + 1H + 1H + 12.86 MeV
Ramo ppII
È dominante per una temperatura compresa tra 14.000 K e 23.000 K, ed occorre sia già presente dell'4He, inoltre il 90% dei neutrini prodotti hanno una energia di circa 0.861 MeV, mentre i restanti solo di 0.383 MeV:
3He + 4He → 7Be + γ
7Be + e-7Li + νe
7Li + 1H → 4He + 4He
Ramo ppIII
Anche in questo caso occorre sia già presente dell'4He e la temperatura deve essere maggiore ai 23.000 K, per questo nel Sole è rara, è però importante in quanro genera dei neutrini energetici, E≤14.060 MeV:
3He + 4He → 7Be + γ
7Be + 1H → 8B + γ
8B → 8Be + e- + νe
8Be → 4He + 4He
Ramo ppIV o Hep
È ancora più raro dei precedenti e fa reagire l'3He direttamente con un 1H per ottenere 4He:
3He + 1H → 4He + νe + e+
Confrontando le masse di partenza, i 4 protoni, con le masse ottenute, l'4He, si vede che lo 0.7% della massa viene convertita in energia, cioè 26.73 MeV, e rilasciata tramite raggi γ e neutrini; però solo i raggi γ interagiscono con elettroni e protoni, scaldando la stella ed impedendone così il collasso sotto il suo peso.

Il ciclo C-N-O

È la principale fonte di energia per le stelle di grande massa, M<1.5MSole, e durante la fase di gigante rossa, quando il bruciamento dell'idrogeno avviene in shell, in quanto tale reazione avviene a partire da circa 13 x 106 K e diventa il ciclo dominante per temperature di circa 17 x 106 K; anche in questo caso si ha la trasformazione di 1 atomo di idrogeno in uno di elio e gli atomi di carbonio, azoto e ossigeno fungono da "catalizzatori" delle reazioni che, partendo da 4 protoni, producono anche 2 positroni, 2 neutrini e raggi γ.
Schema del ciclo CNO Il ciclo principale, noto come ciclo CNO-I, è il seguente:
12C + 1H → 13N + γ + 1.95 MeV
13N → 13C + e+ + νe + 1.37 MeV
13C + 1H → 14N + γ + 7.54 MeV
14N + 1H → 15O + γ + 7.35 MeV
15O → 15N + e+ + νe + 1.86 MeV
15N + 1H → 12C + 4He + 4.96 MeV
Anche in questo caso esistono più rami che la reazione può seguire, infatti nello 0.04% delle volte, cioè 1 volta su 2500, l'ultima reazione vista sopra non produce 12C ma si ha la sequenza seguente, il ciclo CNO-II:
15N + 1H → 16O + γ + 12.13 MeV
16O + 1H → 17F + γ + 0.60 MeV
17F → 17O + e+ + νe + 2.76 MeV
17O + 1H → 14N + 4He + 1.19 MeV
Solo nelle stelle estrememente massiccie si può avere il ciclo CNO-III, a partire dall'ultima reazione del ciclo CNO-II:
17O + 1H → 18F + γ + 5.61 MeV
18F → 18O + e+ + νe + 1.656 MeV
18O + 1H → 19F + γ + 7.994 MeV
19F + 1H → 16O + 4He + 8.114 MeV
Anche se durante il ciclo il numero totale dei nuclei "catalizzatori" resta costante, vengono alterati il rapporto 12C/13C, che diventa pari a 3.5 quello iniziale, e la quantità di 14N, che diventa il nucleo predominante, a prescindere dalla composizione iniziale della stella.

Il processo 3 α
È una delle reazioni nucleari presenti nella nucleosintesi stellare e permette la trasformazione di 3 nuclei di elio, le particelle α, in uno di carbonio e, con l'ausilio di un'altro nucleo di elio, di parte del carbonio in ossigeno. Tale processo inizia solo all'interno di stelle ricchissime di elio, sottoposte a pressioni elevate e che raggiungono temperature superiori a 100 milioni di gradi; cioè nel centro di stelle in stadio di evoluzione avanzato, dove l'elio prodotto dalla catena protone-protone e dal ciclo carbonio-azoto-ossigeno si accumulato al centro della stella.
Il processo avviene tramite due reazioni, nella prima 2 atomi di elio si fondono in 1 atomo di berillio, assorbendo energia, poi, grazie alla cattura di un'altra particella α, il berillio si trasforma in carbonio, rilasciando energia e raggi gamma. Il berillio è instabile e decade nuovamente in due nuclei di elio in 2.6 10-6 secondi, ma nelle condizioni di pressione e temperatura del nucleo stellare una piccola parte di berillio risulta stabile almeno il tempo necessario per la cattura di una particella α; alla fine il processo libera una energia di 7.275 MeV.
Si ha quindi:
4He + 4He → 8Be - 92 keV
8Be + 4He → 12C + γ (7.367 MeV)
Per produrre il carbonio è necessario molto tempo, in quanto il processo 3α è statisticamente improbabile, per questo il carbonio non fu prodotto nel Big Bang: la temperatura, a causa della repentina espansione, scese troppo rapidamente per permetterne la fusione.
In seguito è probabile che un nucleo di carbonio si fonda con un altro nucleo di elio, producendo un isotopo stabile dell'ossigeno e liberando energia sottoforma di raggi gamma, secondo la seguente reazione:
12C + 4He → 16O + γ (7.161 MeV)
Quindi all'inerno della stella vengono prodotte grandi quantità di carbonio e ossigeno, ma solo una piccolissima frazione viene poi trasformata in neon ed elementi più pesanti (fino al nickel, che poi decade in ferro); infatti è estremamente improbabile che 1 atomo di ossigeno si combini con un'altra particella α producendo 1 atomo di neon.
Schema della reazione 3 alpha

 

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© Loretta Solmi, 2011