l’energia nucleare
è sufficiente a sostenere la luminosità del Sole per diversi
miliardi di anni. Come funziona?
E=mc2 ovvero: se la materia (massa) si trasforma in
energia, possiamo ottenere 100.000 Mld di watt da un
grammo. Nelle stelle ciò avviene durante le reazioni
nucleari di fusione.
Cosa sono, e perché hanno luogo?
Tutti sappiamo che nei nuclei atomici si trovano protoni e
neutroni. Sappiamo pure che i protoni hanno carica
elettrica positiva, e quindi si respingono a vicenda.
Ma allora, come è possibile che esistano nuclei atomici con
più di un protone ciascuno? Perché esiste anche un’altra
forza, detta “nucleare forte”, e questa è attrattiva.
Ma il suo raggio d’azione è molto
corto. Se dunque due protoni si
trovano abbastanza distanti,
sentiranno solo la forza
elettrica repulsiva. Bisogna che
si trovino vicinissimi perché la
forza nucleare prenda il
sopravvento e li catturi.
Quando una stella nasce, circa il 70% della materia è
composta dal più semplice elemento chimico: l’idrogeno
(simbolo 1H).
In una stella, come in qualsiasi altro posto, i nuclei di
idrogeno (= i protoni) si muovono termicamente e si urtano
tra loro.
Se la temperatura (e quindi la velocità) è molto alta, può
succedere – anche se molto di rado – che due nuclei si
avvicinino abbastanza tra loro da essere catturati e
formare un nuovo elemento chimico: il deuterio (simbolo 2H
o anche D).
Il protone è, insieme al neutrone, uno dei 2 costituenti del
nucleo atomico. Il protone è molto più pesante
dell'elettrone; la sua massa è infatti circa 2000 volte
quella dell'elettrone.
Il neutrone è, insieme al protone, uno dei 2 costituenti del
nucleo atomico. La massa del neutrone è di circa 10%
maggiore a quella del protone. Il raggio del neutrone è rn =
1 fm, come quello del protone.
una particolare manifestazione delle interazioni deboli, il
decadimento beta:
la trasfomazione di un neutrone in un protone più un
elettrone e un antineutrino elettrone
Il deuterio, a sua volta, urtando un altro nucleo di idrogeno
lo cattura e forma un nuovo nucleo: una varietà “leggera” di
elio che ha per simbolo 3He.
Infine, due nuclei di 3He collidono, fondono e formano un
nucleo di 4He, che è il normale elio, stabilissimo, che a
queste temperature non reagisce con nulla.
In sostanza, la fusione
nucleare che avviene
all’interno del Sole
trasforma lentamente
tutto l’idrogeno iniziale in
elio. Per la precisione, 4
nuclei di idrogeno ne
formano uno di elio.
Ma attenzione: un nucleo
di H ha massa 1,0079;
uno di He ha invece
massa 4,0026. Ora,
1,0079 × 4 = 4,0316.
Dove va la massa
mancante? Si trasforma
in energia.
In stelle molto vecchie la temperatura può essere tale da
consentire la fusione dell’elio in carbonio. Anche qui c’è una
piccola perdita di massa, ma molto minore di quella che si
ha fondendo idrogeno in elio.
Ancora, trasformando
carbonio in magnesio
si riesce a tirar fuori
una minuscola quantità
di energia nucleare.
Andando oltre, e
producendo elementi
sempre più pesanti, la
quantità di energia
diminuisce ancora.
Arrivati al ferro…
… la situazione s’inverte!
Il bilancio energetico è più conveniente nella fusione degli elementi più
leggeri. L’”efficienza” della reazione termonucleare (cioè di ogni singolo
evento di fusione) diminuisce all’aumentare del peso atomico
H
He
C
Fe
Fusione : in verde l’energia “spesa” (energia di legame),
in giallo l’energia “erogata” (radiazione gamma)