Che reazioni chimiche avvengono all’interno del sole ?

Non è molto corretto
parlare di reazioni “chimiche” all’interno delle stelle, poiché
le energie e le tipologie di reazione in gioco appartengono al campo delle
reazioni “nucleari”: per una distinzione un po’ più precisa
mi riferisco ad un’ altra risposta di vialattea:


http://www.vialattea.net/esperti/php/risposta.php?num=1308

La superficie del sole si trova
infatti ad una temperatura di circa 6000-6500°C tale per cui la materia
ordinaria non si trova più nei tre stati fondamentali (solido,
liquido, gassoso) am in un ulteriore quarto stato: lo stato di “plasma”,
caratterizzato dalla scissione degli elettroni esterni dai nuclei e quindi
il plasma è un gas formato da nuclei in vari stati di ossidazione
ed elettroni liberi.


All’interno del sole (e delle
stelle come il sole di massa non troppo grande, circa 0,6-2,5 masse solari)
la materia si trova in un ulteriore stato in cui gli lettroni sono totalmente
scissi dai nuclei e le temperature che si raggiungono sono dellordine
del milione di gradi (all’interno del nucleo solare circa 15.000 di gradi
centrigradi).


In tali condizioni di temperatura
e pressione avvengono le reazioni di fusione nucleari caratterizzate da
grande energia e non conservazione della massa.


Le reazion principali all’interno
deli nuclei delle stelle sono il processo di fusione dell’idrogeno (la
catena pp) ed il ciclo CNO:


Fusione di idrogeno

La più semplice reazione
nucleare possibile nelle stelle è la fusione dell’idrogeno secondo
l’equazione complessiva:


41H ®
4He +
g


dove “g
indica 1 fotone di radiazione gamma, gli apici la massa approssimata ed
i numeri le proprorzioni di reazione.

Quindi complessivamente quattro nuclei di
idrogeno si fondono per darne uno di elio ed un fotone gamma ad alta energia
(pari alla differenza di massa di 4H ed 1He).

Nel dettaglio la reazione di fusione, detta
catena p-p (protone-protone) è data da:


1H + 1H
® 2D + e+
+
n (neutrino)

2D + 1H
® 3He + g

3He + 3He
® 4He + 21H
(che riprendono il ciclo)


l’energia liberata è
pari a 26,71 MeV (vedi link alle reazioni nucleari).

Questa catena può procedere
per altre vie che prevedono la formazione e distruzione di nuclei a vita
breve come litio, berillio, boro, 7Li, 7Be, 8B.

Una stella giovane procede principalmente
per questa via pp alla generazione di energia.


Ciclo CNO

Quando una stella comincia ad
avere amsse maggiori di quella del sole (da tre a superiori masse solari)
c’è un altro ciclo possible di reazioni che alimentano la fusione
nucleare, il ciclo carbonio-azoto-ossigeno, CNO.

In queste stelle la sequenza
delle reazioni è:


12C + 1H
® 13N + g

13N ®
13C + e+ +
n

13C + 1H
® 14N + g

14N + 1H
® 15O + g

15O ®
15N + e+ +
n

15N + 1H
® 12C + 4He


Nonostante le differenti situazioni
la catena CNO è identica a quella pp poiché da quattro 1H
si ottiene una di 4He, tuttavia richiede temperature superiori
a quella del pp.


Processi superiori

Esistono cicli superiori che
si manifestano con l’avanzare dell’età stellare, il principale
dei quali è il ciclo a
dove nuclei di elio si trasformano in elementi superiori:


34He ®
12C +
g

12C +4He
® 16O + g

………..

in cui si formano nuclei più
pesanti di 4He per combianzione di nuclei misti ottenendo 12C,
16O, 20Ne, 24Mg, 28Si, 32S,
ecc, per successive addizioni di nuclei di elio.

L’aggiunta di elio non continua
indefinitamente ma si arriva ad un limite dovuto al fatto che la forza
di repulsione nucleare rende assai instabili i nuclei maggiori (che non
sono contobilanciati localmente dagli elettroni come accade alle temperature
più basse) per cui si arriva ad una massimo con i nuclei di zolfo.
Oltre lo zolfo entra in gioco un meccanismo leggermente differente.


Un 28Si si può
disintegrare in 7 particelle
a che si
ricombinano con un 28Si per dare un nucleo di Nichel, 56Ni.
Il 56Ni decade in cobalto, 56Co e ferro, 56Fe.
Il processo di fusione per accrescimento nucleare termina propiro con
questi tre elementi, ferro cobalto e nichel. Oltre questi elementi la
fusione non è più spontanea ma richiede energia per avvenire.


Processi r,s,p

A questo punto della storia
stellare (Temperatura circa 1 milardo di gradi, densità circa 1
milione di kg/litro) entra in gioco il processo di cattura neutronica
poiché i neutroni non sono carichi e quibdi non sono soggetti a
repulsione coulombiana. Il processo lento “s” implica
catture a velocità inferiore alle emissioni beta dei nuclei, con
formazione di un ulteriore protone, un elettrone ed un’antineutrino, formando
nuclei a carica maggiore della iniziale.

Il processo rapido “r”
la cattura di neutroni è più veloce del decadimento beta
per cui si formano nuclei richhi di neutroni (isotopi), Il processo p
è caratterizzato dall’irraggiamento di fotoni veloci e porta a
nuclei ricchi di protoni (come il processo s), ma è più
raro dei precedenti.


Quando una stella esplode in
una supernova si innescano i processi r,p (quello s avviene già
nelle giganti rosse) e si formano i nuclei transferrici più grandi
e vengono distribuiti nello spazio.

Il fatto che sulla terra esistano
elementi transferrici indicaca che il materiale con cui si è formata
la terra è di origine stellare per esplosione di supernova. Quindi
il sole è una stella di seconda generazione originatasi dal materiale
residuo della stella esplosa!