Le reazioni
di fusione sono il fondamentale meccanismo per la produzione di energia
delle stelle.
In effetti
nei testi divulgativi, e talvolta anche in quelli più tecnici, viene omesso
di sottolineare come oltre alle reazioni nucleari più note, per esempio
la catena protone-protone, esistano una miriade di altre reazioni nucleari
che sono contemporaneamente in azione. In generale anzi, vale il principio
secondo il quale ogni reazione nucleare che sia possibile basandoci sulle
condizioni fisiche dell’ambiente (temperatura, densità, composizione chimica,
ecc.) è di fatto realmente attiva.
Tuttavia
allo scopo dello studio delle strutture stellari e della loro energetica
non tutte le reazioni nucleari sono studiate in dettaglio, ma ci si restringe
a quelle reazioni che:
- producono la maggior parte dell’energia, dipendendo questo naturalmente
dall’abbondanza dei nuclei reagenti e dal valore della sezione d’urto,
cioè della probabilità che a parità di altri fattori la reazione avvenga
o meno nell’ambiente considerato; - producono
elementi importanti per altre reazioni o sono diagnostici di determinate
condizioni fisiche, anche se non danno un contributo apprezzabile
all’energetica del sistema.
Tra le reazioni
che a buon diritto fanno parte della seconda categoria c’è infatti la
fusione del deuterio (un isotopo dell’idrogeno formato da un protone ed
un neutrone). Questo tipo di fusione nei tipici plasmi stellari diventa
efficiente a temperature intorno ai 106 K, per esempio nei
nuclei di stelle in fase di formazione. Questi oggetti a causa della loro
progressiva contrazione vedono accrescere la temperatura centrale fino
appunto a qualche milione di gradi dove, poco prima dell’instaurarsi di
un efficiente e stabile reazione protone-protone, si ha appunto la fusione
degli elementi leggeri quali deuterio, litio, berillio e boro su protoni.
Lo studio di queste reazioni non è tanto importante per la loro influenza
sulla dinamica della contrazione stellare in queste fasi, ma soprattutto
perchè sono molto sensibili, in una tipica miscela stellare, al valore
della temperatura. Sono cioè un potente diagnostico delle temperature
raggiunte negli interni e negli inviluppi stellari.
All’interno
di una stella già formata e con reazione protone-protone efficiente (almeno
6 x 106 K) non ci si attende in realtà di osservare una particolare
abbondanza di nuclei di elementi leggeri se non come risultato del raggiunto
equilibrio di reazioni nucleari in cui questi sono elementi secondari.
La base della catena protone-protone, infatti, vede la fusione di due
nuclei di idrogeno per formare un nucleo di deuterio, il quale poi reagisce
con altri protoni per formare nuclei di 3He (elio 3). L’abbondanza
finale del deuterio sarà quindi quella che garantisce la massima efficienza
della catena di reazioni in cui esso si forma e si distrugge. Si tratta
di una regola generale che vale sempre quando si considerino elementi
secondari in una catena di reazioni una volta raggiunto l’equilibrio.
Tuttavia,
mano a mano che si risale verso l’esterno della stella le cose cambiano
in quanto la temperatura dimuisce e le reazioni di distruzione e/o formazione
di elementi leggeri (non solo il deuterio) non sono più efficienti fino
a sostanzialmente cessare del tutto. Questo significa che ci si attenderebbe
una discontinuità nell’abbondanza di questi elementi fra l’interno e l’esterno
delle stelle. Aggiungendo a questo scenario dei fenomeni di rimescolamento
parziale o totale (per esempio per convezione) che avvengono nelle prime
fasi di formazione stellare sarebbe possibile, almeno in linea di principio
e a partire dalle abbondanze superficiali osservate in varie stelle, determinare
la passata storia termica e dinamica dell’oggetto in studio. Uno degli
elementi più importanti in questo contesto è in realtà il litio, la cui
abbondanza superficiale è un potente seppur non univoco indicatore di
età per stelle molto giovani (meno di, diciamo, 100 milioni di anni).
Per arrivare
invece al punto centrale della domanda la reazione deuterio-deuterio (non
cioè deuterio su protone) è in genere nelle condizioni tipiche degli interni
stellari in concorrenza con l’analoga reazione deuterio-protone. L’importanza
di una reazione rispetto all’altra dipende infatti da una serie di fattori
intrinseci ed ambientali combinati fra loro. Mentre la sezione d’urto
della reazione deuterio-deuterio è sempre molto grande, la densità di
nuclei di protoni e di deuterio in un tipico plasma stellare favorisce
la reazione deuterio-protone.
In generale
la reazione deuterio-deuterio può comunque espletarsi secondo il seguente
schema: D + D –> 3He + n anche se esiste la possibilità di
formare trizio (un altro isotopo dell’idrogeno formato da un protone e
due neutroni) con l’emissione di un protone.
Queste reazioni
sono invece molto studiate non in un contesto di astrofisica stellare,
ma come passo della sequenza di reazioni nucleari efficienti nella nucleosintesi
primordiale immediatamente dopo il big-bang quando la temperatura è scesa
al di sotto della soglia di fotodissociazione del deuterio (circa 109
K). Supponendo di conoscere l’efficienza delle varie reazione di produzione
e distruzione del deuterio si arriva ad un’abbondanza finale che risulta
ancora una volta un sensibile indicatore di temperatura e che quindi è
in grado di fornire preziose informazioni sull’evoluzione termica del
primo universo.