21.3: Trasmutazioni nucleari

Sintesi degli elementi in stelle

Gli elementi sono sintetizzati in fasi discrete durante la vita di una stella, e alcuni passaggi si verificano solo nelle stelle più massicce conosciute (Figura \(\PageIndex{2}\)). Inizialmente, tutte le stelle sono formate dall’aggregazione di “polvere” interstellare, che è principalmente idrogeno. Mentre la nube di polvere si contrae lentamente a causa dell’attrazione gravitazionale, la sua densità raggiunge alla fine circa 100 g/cm3 e la temperatura aumenta a circa 1.5 × 107 K, formando un plasma denso di nuclei di idrogeno ionizzato. A questo punto, iniziano le reazioni nucleari autosufficienti e la stella “si accende”, creando una stella gialla come il nostro sole.

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Figura \(\PageIndex{2}\): Reazioni nucleari durante il ciclo di vita di una stella massiccia. In ogni fase della vita di una stella, viene utilizzato un combustibile diverso per la fusione nucleare, con conseguente formazione di elementi diversi. La fusione dell’idrogeno per dare elio è la reazione di fusione primaria nelle stelle giovani. Mentre la stella invecchia, l’elio si accumula e inizia a” bruciare”, subendo la fusione per formare elementi più pesanti come carbonio e ossigeno. Man mano che la stella adolescente matura, quantità significative di ferro e nichel si formano dalla fusione degli elementi più pesanti formati in precedenza. Gli elementi più pesanti si formano solo durante la morte finale della stella-la formazione di una nova o di una supernova.

Nella prima fase della sua vita, la stella è alimentata da una serie di reazioni di fusione nucleare che convertono l’idrogeno in elio:

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La reazione complessiva è la conversione di quattro nuclei di idrogeno a un nucleo di elio-4, che è accompagnata dal rilascio di due positroni, due \(\gamma\) raggi, e una grande quantità di energia:

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Queste reazioni sono responsabili per la maggior parte dell’enorme quantità di energia che viene rilasciata come la luce del sole e del calore solare. Ci vogliono diversi miliardi di anni, a seconda delle dimensioni della stella, per convertire circa il 10% dell’idrogeno in elio.

Una volta che si sono formate grandi quantità di elio-4, si concentrano nel nucleo della stella, che diventa lentamente più densa e più calda. Ad una temperatura di circa 2 × 108 K, i nuclei di elio-4 iniziano a fondersi, producendo berillio-8:

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Sebbene il berillio-8 abbia sia un numero di massa pari che un numero atomico pari, ha anche un basso rapporto neutrone-protone (e altri fattori oltre lo scopo di questo testo) che lo rende instabile; si decompone in solo circa 10-16 s. Ciò nonostante, questo è abbastanza lungo per poter reagire con un terzo nucleo di elio-4 per formare carbonio-12, che è molto stabile. Le reazioni sequenziali di carbonio-12 con elio-4 producono gli elementi con un numero pari di protoni e neutroni fino al magnesio-24:

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Tale energia viene rilasciata da queste reazioni che provoca l’espansione della massa circostante di idrogeno, producendo una gigante rossa che è circa 100 volte più grande della stella gialla originale.

Mentre la stella si espande, i nuclei più pesanti si accumulano nel suo nucleo, che si contrae ulteriormente fino a una densità di circa 50.000 g / cm3, quindi il nucleo diventa ancora più caldo. Ad una temperatura di circa 7 × 108 K, il carbonio e l’ossigeno nuclei sottoposti a reazioni di fusione nucleare per produrre sodio e silicio nuclei:

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A queste temperature, il carbonio-12 reagisce con l’elio-4 per avviare una serie di reazioni che producono più ossigeno-16, neon-20, magnesio, 24, e la silicon-28, così come più pesante nuclidi come zolfo-32, argon-36), e di calcio-40:

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L’energia rilasciata da queste reazioni provoca un’ulteriore espansione della stella per formare una supergigante rossa e la temperatura interna aumenta costantemente. A una temperatura di circa 3 × 109 K, i nuclei che si sono formati scambiano liberamente protoni e neutroni. Questo processo di equilibratura forma elementi più pesanti fino al ferro – 56 e al nichel-58, che hanno i nuclei più stabili conosciuti.

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