In questa risposta precedente sono elencate le reazioni nucleari che avvengono nelle stelle.
Il ciclo di Bethe (detto anche ciclo CNO, o anche biciclo CN-NO, per gli elementi interessati) è una reazione di combustione nucleare dell’idrogeno che si trasforma in elio.
Infatti i nuclei di Carbonio, Azoto e Ossigeno che compaiono nelle reazioni (CNO, appunto) riemergono intoccati (o quasi) dalla reazione, il cui risultato netto è la trasformazione di 4 nuclei di idrogeno in elio. Si comportano dunque come dei catalizzatori.
La prima parte del ciclo (CN) è quella indicata in figura e che è inizialmente efficiente.
Come si vede ci sono 2 tipi di reazioni, quelle che coinvolgono i neutrini e quelle che emettono solo energia sotto forma di fotoni.
Le prime, cosiddette elettrodeboli, sono quelle a minor sezione d’urto.
In particolare la più lenta è la reazione di combustione del 14N (108 anni contro i 3 minuti della disintegrazione dell’ossigeno, pur essendo una delle più energetiche), quindi rimane in percentuale maggiore rispetto ad ossigeno e carbonio nella materia processata dal ciclo CNO (oltre il 95%).
Mentre infatti numericamente il numero totale di nuclei CNO si conserva, la distribuzione cambia in funzione delle velocità di reazione.
Le reazioni di fusione nucleare all’interno delle stelle si verificano, con diversa efficienza, in funzione della temperatura.
Fino a circa 15 milioni di gradi Kelvin, la reazione protone-protone (PP) assicura la maggiore efficienza.
A temperature più alte è il ciclo CNO a predominare.
Il motivo è nella massa delle particelle coinvolte, che essendo di maggiori dimensioni, hanno velocità inferiori (teorema di equipartizione dell’energia)
e non riescono a vincere la barriera di potenziale che si oppone al
loro avviciamento e quindi alla reazione di fusione (che in effetti
spesso avviene grazie all’effetto tunnel).
Non è che a 15 milioni di Kelvin la reazione PP si interrompa, solo risulta meno efficiente e quindi non è più la principale fonte di energia.
A temperature ancora maggiori (20 milioni di gradi) il ciclo si “allunga” interessando altri tipi di atomi (ciclo NO, con il coinvolgimento del fluoro):
In particolare la prima reazione è alternativa all’ultima della serie precedente con una percentuale inferiore allo 0.1%.
Al crescere della temperatura i tempi scala delle reazioni si abbattono (di 2-3 ordini di grandezza) rendendo efficienti anche le reazioni del ciclo NO.
Questa seconda parte del ciclo è importante se la materia presenta già dell’ossigeno, come accade normalmente nelle stelle che hanno una composizione iniziale circa solare.
Una parte assai piccola del 17O (<1%)produce 18F senza chiudere il ciclo.
L’efficienza
dipende anche dal contenuto iniziale in CNO della stella, in quanto, in
assenza di atomi più pesanti dell’elio, il CNO non può “partire”.
Un esempio abbastanza interessante sono i modelli di stelle di popolazione III (in teoria quelle più antiche e con metallicità molto inferiore a quella solare).
Supponendo infatti una stella tutta fatta di idrogeno, anche a temperature elevate, la CNO non può partire.
Ciò che dovrebbe succedere (e che i modelli confermano) è che la PP va avanti e la stella arriva a temperature1 in cui diventa efficiente la produzione di carbonio attraverso la fusione di 3 atomi di elio (reazione 3-alpha).
A quel punto, la presenza di nuclei di carbonio rende efficiente, vista la temperatura molto elevata, il ciclo CNO.
In conclusione, il ciclo di Bethe:
- è una delle principali reazioni di combustione dell’idrogeno nelle stelle
- è uno dei meccanismi della produzione di neutrini stellari, che potrano via dal centro della stella energia che non può essere usata dal sistema per controbilanciare la pressione del gas che tende a collassare
- regola, insieme ad altre reazioni, la presenza di elementi dal carbonio al fluoro all’interno delle stelle
- si verifica SOLO in presenza di atomi pesanti nella stella
1 Non vogliamo fare qui una trattazione completa dell’evoluzione stellare, basti sapere che la combustione inizia al centro della stella, dove la temperatura è più elevata. Mano a mano che il combustibile diminuisce al centro, venendo usato, la stella contrae, aumentando la sua temperatura centrale. Pertanto, in assenza di altre reazioni, la reazione PP rimane la sola fonte di energia che sostiene la stella anche a temperature elevate.
Per maggiori informazioni:
V. Castellani, Astrofisica stellare, cap. 2, 4
M. Harwit, Astrophysical concepts, cap. 8