Reazioni nucleari nelle stelle

I processi nucleari che si verificano in una stella sono stati individuati già 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.

• Sequenza protone-protone

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.
   Perché 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 è possibile se non si fornisce loro l’energia sufficiente a vincere l’enorme repulsione elettrostatica conseguente. È 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 è ancora sufficiente: durante i brevissimi istanti (10^-21sec) in cui essa si verifica, occorre anche che un protone si trasformi in un neutrone. Poiché, come si intuisce abbastanza facilmente, possibilità 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 è estremamente probabile per il gran numero di protoni presenti nell’ambiente e per la grande reattività nucleare del deuterio. Ne risulta un nucleo 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 opportunità richiedono per ogni nucleo di He³ coinvolto alcuni milioni di anni.
   Per calcolare la velocità complessiva delle reazioni occorre tener conto del contenuto percentuale di idrogeno e di elio presenti nelle zone interessate dalle reazioni, e più ancora dalla temperatura. Gli studiosi sono in grado di valutare accuratamente queste dipendenze, e ad esempio si può 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 è in grado di sostenere il ritmo di irraggiamento delle stelle di massa appena più grande di quella solare. In queste stelle infatti, pur crescendo la temperatura centrale, e con essa la capacità di produrre energia, il tasso di tale produzione non è in grado di far fronte adeguatamente all’aumento di luminosità, secondo la relazione massa-luminosità. La luminosità di una stella equivale circa alla sua massa elevata quasi alla quarta potenza.

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 è riportata in figura.

• Triplo processo a

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 densità (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, perciò, 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, è possibile raggiungere i valori richiesti di temperatura e densità, tali da far fondere l’elio e generare elementi più 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 è responsabile della sintesi degli elementi pesanti fino al ferro (temperature di 3/4⁹ K).

Le temperature raggiungibili anche nelle stelle di grande massa sono tuttavia insufficienti alla fusione che porta alla produzione di elementi più 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 (così chiamate perché, dato il loro particolare splendore, anticamente si credeva che si trattasse di stelle di nuova formazione).