Idrogeno, il combustibile delle stelle
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DIDATTICA ATTIVA - Approfondimento Idrogeno, il combustibile delle stelle Un vecchio detto afferma che l’idrogeno e l’idiozia sono gli elementi più comuni nell’universo. Questa frase riporta almeno una informazione esatta. Infatti il 74% della materia è composta da idrogeno (tabella 1). Allo stato elementare l’idrogeno si trova sotto forma di molecola biatomica H2. In questa forma è praticamente inesistente nella Terra solida, piuttosto raro nell’atmosfera terrestre, mentre è molto abbondante nei pianeti gassosi (80% di Giove) e nelle stelle. Sulla Terra l’idrogeno si trova combinato con l’ossigeno nelle molecole di acqua (H2O) e in tutti i composti organici. Nei pianeti gassosi, come Giove e Saturno, a causa delle notevoli pressioni si trova sotto forma di idrogeno metallico liquido (figura 1). Elemento Idrogeno Elio Percentuale 74% Superficie gassosa Roccia Idrogeno metallico Idrogeno liquido tabella 1 Idrogeno ed elio costituiscono il 98% della materia dell’universo. GIOVE 24% Ossigeno 1,1% Carbonio 0,46% Neon 0,13% Ferro 0,11% Azoto 0,095% Idrogeno metallico Idrogeno liquido e gassoso Nucleo L’idrogeno è il componente più abbondante delle stelle, delle quali con l’elio costituisce circa il 98%. A causa delle alte temperature presenti all’interno delle stelle, l’idrogeno non si trova né in forma molecolare, né in forma atomica, ma in forma di plasma. Lo stato di plasma è uno stato gassoso ionizzato della materia, dove si hanno ioni positivi ed elettroni liberi. L’idrogeno è il combustibile che nelle stelle permette la produzione di energia. Attraverso reazioni di fusione termonucleare, nuclei di idrogeno si uniscono per formare nuclei di elio e successivamente elementi più pesanti in un processo noto come nucleosintesi. Le reazioni di fusione nucleare sono influenzate dalle temperature presenti nel nucleo della stella. La temperatura di una stella è funzione della sua massa, per cui i processi di fusione sono diversi a seconda della massa stellare. Nelle stelle in cui la temperatura interna è più bassa, da 4 a 15 milioni di kelvin, la fusione nucleare avviene attraverso un processo noto come catena protone-protone. SATURNO figura 1 (in alto) Struttura interna di Giove. Pur essendo prevalentemente gassoso, Giove ha un nucleo roccioso avente massa 10 volte quella terrestre; lo strato che avvolge il nucleo, di circa 50 000 km, è composto da idrogeno metallico ed è sede di moti convettivi in grado di produrre un forte campo magnetico; oltre questo strato si trova lo strato di idrogeno ed elio liquidi (circa 15 000 km), che è in continuità con l’atmosfera, dove l’idrogeno si trova allo stato aeriforme. In basso a destra è riprodotta in scala la Terra. (in basso) Struttura interna di Saturno. Il nucleo roccioso si trova all’interno di un guscio di idrogeno metallico, a sua volta coperto da uno strato di idrogeno liquido molecolare, che diventa gassoso verso La catena protone-protone è il processo di fusione nucleare che trasforma nuclei di idrogeno in nuclei di elio. la superficie. La grande quantità di gas presente rende la densità media del pianeta inferiore a quella dell’acqua. 1 Mario Rippa - La chimica di Rippa - secondo biennio - Italo Bovolenta editore - 2012 DIDATTICA ATTIVA - Approfondimento La catena protone-protone è il processo nucleare predominante per la produzione di energia nel Sole. La temperatura al centro della stella è 15 milioni di kelvin. In quelle condizioni i nuclei di idrogeno, cioè i protoni, si muovono così velocemente che urtando danno luogo a reazioni di fusione termonucleare e si trasformano in nuclei di elio. Complessivamente quattro nuclei di idrogeno si fondono per formare un nucleo di elio, in un processo che libera enormi quantità di energia. Nel 1938 i fisici statunitensi Hans Albrecht Bethe (1906-2005) e Charles Critchfield (1910-1994), individuarono i passaggi attraverso i quali avviene la catena protone-protone (figura 2). La reazione prevede tre fasi e inizia con la produzione di un nucleo di deuterio 2H (deutrone) a partire da due protoni 1H. Per vincere la forza di repulsione elettrostatica, che allontana tra loro i protoni, occorrono le alte temperature e l’elevata densità che si hanno nel nucleo delle stelle (fase 1). Successivamente avviene la fusione tra un deutrone e un protone: si produce un nucleo di elio leggero 3He, formato da due protoni e un solo neutrone, con l’emissione di un raggio gamma altamente energetico (fase 2). La catena di reazioni termina con la reazione tra due nuclei di elio leggero che producono elio pesante 4 He e liberano due protoni; queste due particelle ad alta energia possono dare inizio a nuove reazioni di fusione con una reazione a catena (fase 3). Durante le reazioni termonucleari si producono anche particolari particelle, i neutrini, che si disperdono nello spazio. Lo studio dei neutrini emessi dalle stelle rappresenta un’importante fonte di informazioni sui processi che avvengono nel nucleo delle stelle. Una caratteristica delle reazioni termonucleari è la diminuzione della massa che si verifica nel corso della trasformazione. Infatti il nucleo di elio prodotto ha massa leggermente minore di quella dei quattro nuclei di idrogeno. La massa persa è dell’ordine dello 0,7%. Questa piccola variazione di massa è responsabile della grande produzione di energia che si ha nel nucleo delle stelle. L’energia rilasciata è quantificabile facendo ricorso all’e- quazione massa-energia di Einstein E = mc 2. La quantità di energia in gioco è enorme. Le reazioni che portano alla formazione di qualche grammo di elio generano centinaia di miliardi di calorie. La variazione di massa che si verifica durante le reazioni di fusione termonucleare è chiamata perdita di massa. A causa della perdita di massa, la massa totale del Sole diminuisce di oltre 4·109 kg ogni secondo. Il valore può sembrare considerevole, ma se consideriamo l’elevata massa del Sole, in 10 miliardi di anni la nostra stella è destinata a perdere meno di un millesimo della sua attuale massa. γ e+ νe 1 1H 3 2 He 2 1H 1 1H 1 1H 1 1H 4 2 He γ e+ νe 1 1H 3 2 He 2 1H 1 1H 1 1H FASE Protone 1 FASE Neutrone 2 FASE Positrone Elettrone 3 Neutrino elettronico Raggio gamma figura 2 Le tre fasi della catena protone-protone. La maggior parte dell’energia prodotta deriva dall’emissione dei raggi gamma durante la fase 2. 2 Mario Rippa - La 1 1H chimica di Rippa - secondo biennio - Italo Bovolenta editore - 2012
