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Fusione nucleare: il ciclo PP

La fusione nucleare all’interno delle stelle inizia con la trasformazione dell’idrogeno in elio in diversi passaggi. Le stelle che attraversano questo ciclo si trovano nel periodo più stabile e duraturo di tutta la loro esistenza perché i tempi scala con cui avvengono le reazioni, ovvero i tempi medi di sopravvivenza delle particelle prima di interagire con altre, sono molto lunghi. Siamo nel campo della statistica, per cui alcune particelle reagiranno più velocemente, altre più lentamente, altre ancora non reagiranno affatto. Tutto dipende dal tipo di particella e dalla temperatura del nucleo. In stelle di massa simile al Sole, per esempio, il primo passaggio del ciclo è la fusione di due nuclei di idrogeno a formare un nucleo di deuterio: questa reazione ha un tempo scala di circa 10 miliardi di anni, ma può variare molto in funzione della temperatura, cosicché per stelle più massicce e calde avverrà più velocemente, per stelle meno massicce e calde avverrà più lentamente. Perché la temperatura è così importante? I nuclei di idrogeno sono costituiti di fatto da un unico protone, una particella carica elettrostaticamente. Sappiamo che due particelle con carica uguale si respingono; a distanze molto piccole (10-15 metri) tendono invece ad attrarsi, indipendentemente dal tipo di carica a causa della cosiddetta interazione forte. Il gioco consiste quindi nel cercare di farle avvicinare nonostante la repulsione elettrostatica e il meccanismo ha maggiori probabilità di riuscita se si aumenta l’energia cinetica delle particelle, cioè se si aumenta la temperatura. Ecco quindi che, raggiunti i 10 milioni di gradi nel nucleo stellare, la fusione nucleare può iniziare. Dopo il primo passaggio in cui si è formato un nucleo di deuterio (un neutrone e un protone) da nuclei di idrogeno (due protoni), il ciclo prosegue con una reazione molto rapida: con tempi scala di poco più di un secondo, il deuterio appena formato si fonde con un altro protone e crea un nucleo di elio-3 (due protoni e un neutrone). Il nucleo di elio-3 sopravvive in media 250 mila anni prima di fondersi con un nucleo a lui identico, producendo un nucleo di berillio-6 (4 protoni e 2 neutroni). Altamente instabile, questa configurazione decade immediatamente espellendo due protoni e lasciando un nucleo stabile di elio-4 (2 protoni e due neutroni). L’insieme di questi passaggi viene chiamato ciclo protone-protone (vedi grafico). In generale quello appena descritto è il ciclo PP principale; in realtà esistono tre cicli PP in cui i passaggi che portano dall’idrogeno all’elio sono diversi e variano in funzione delle piccole differenze di composizioni chimica delle stelle. Per stelle giovani e di grande massa il ciclo PP viene sostituito dal ciclo CNO (vedi grafico), in cui si utilizzano come catalizzatori delle reazioni il carbonio, l’azoto e l’ossigeno, elementi prodotti per nucleosintesi stellari e già processati attraverso diverse generazioni di stelle. Le abbondanze relative di questi tre elementi non cambiano durante il ciclo di fusione.

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