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[Phringe] Le vere Low Energy Nuclear reactions: come bruciano le Stelle

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Canis Majoris, una delle più grandi giganti della via lattea in una immagine in scala di fianco al Sole. Fonte wikimedia.

Qualsiasi cosa vediate alzando la testa in una notte stellata, ivi incluso il riflesso solare sulle comete Catalina oggi e la supposta cometa di natale 2015 anni fa (probabilmente riferendosi alla cometa di Halley nel 12 a.C.) è di origine nucleare. Le reazioni nucleari tramutano nuclei per guadagnare energia, un po' come le molecole vengono trasformate per rilasciare l’energia di una fiamma. Ma il fuoco nucleare delle stelle ha delle condizioni molto  particolari per innestarsi, e le reazioni nucleari a bassa energia ci aiutano a comprenderle.

I nuclei sono milioni di volte

più piccoli, e più energetici, delle molecole, e quindi mentre basta una scintilla per scatenare un fuoco, neanche i milioni di gradi del nucleo delle stelle più grandi è sufficiente, di per se, a innescare eccitazioni nucleari in gran numero.

Serve l’energia corrispondente a miliardi di gradi per iniziare a fare che i nuclei si colpiscano fra loro. Ma la cosa bella della termodinamica statistica è che (quasi) tutto può succedere. Infatti la temperatura è definita in base all’energia cinetica (del movimento, ovvero dipendente dalla velocità) media delle particelle di un certo insieme.

Ma ad una certa temperatura le particelle avranno una distribuzione di energie, ci saranno particelle che individualmente avranno più o meno energia e la nostra descrizione statistica le descrive globalmente nel loro insieme. La distribuzione di Maxwell-Boltzmann descrive quantitativamente quante particelle avranno quale energia.

Fonte http://nu.phys.laurentian.ca/~fleurot/fusionrate/

In verde la distribuzione dell’energia delle particelle nel cuore a 20 milioni di gradi di una stella supergigante. In Blu la probabilità di cattura alfa da parte di un nucleo di Carbonio-12. In Rosso il picco di Gamow. Fonte Fabrice Fleurot

Ad energie molto maggiori o minori della media, la distribuzione diminuisce esponenzialmente. Ovvero considerando una temperatura di 20 milioni di gradi, che determina un’energia media di 16 keV (la stessa di un elettrone lanciato con di 16 mila volt di voltaggio), per ogni particella con una energia di 200 keV ce ne saranno circa 10mila con l’energia media più comune, e  per ogni particella che viaggia a 400 keV ce ne saranno ben 1 miliardo a 16 keV!

Le energie nucleari sono tipicamente 1 MeV (1000 keV) e solo una insignificante parte delle particelle hanno quelle energie perfino nel cuore a 20 milioni di gradi di una stella gigante come Canis Majoris. Difatti la probabilità che una reazione nucleare avvenga dipende dal superamento della repulsione fra nuclei che normalmente tiene la materia nei suoi stati con cui abbiamo a che fare tutti i giorni senza che ogni cosa collassi in una stella di neutroni. E il superamento della repulsione è tanto maggiore quanto più alta è l’energia. A basse energie è inutile sperarci: nei 16 keV di energia media la probabilità di cattura di un nucleo di Elio-4 (a.k.a. particella alfa) da parte di un nucleo di Carbonio-12 (il componente fondamentale della vita sulla Terra e uno dei più importanti ingredienti di una supergigante rossa) è meno di miliardi di miliardi di miliardi di volte più bassa che a 1000 keV! Tuttavia la probabilità cresce esponenzialmente con l’energia e a 400 keV sarà solo 10 mila volte più piccola che a 1 MeV!

Tutto questo preambolo si può imparare a leggerlo con un colpo d’occhio dal grafico a destra!

Quindi in definitiva la probabilità che una reazione avvenga in una stella è semplicemente data dalla probabilità che quella reazione possa avvenire in certe condizioni di energia, moltiplicata per la probabilità che le particelle abbiano quell’energia nella stella. La prima cresce con l’energia, l’altra decresce, in definitiva le stelle seguono il detto latino in medio stat virtus. E l’equilibrio nel mezzo che permette alle stelle di bruciare, si chiama picco (o finestra, in quanto è una finestra di opportunità) di Gamow.

Inoltre in fisica nucleare si scoprono spesso cose nuove e affascinanti, e cercando di seguire le novità nel mondo nucleare nella sezione Ph.ringe non posso esimermi dal diramare questa natalizia scoperta! Pochi giorni fa è stata pubblicata su Physical Review Letters (qui gratis su arXiv) la misura di 3 risonanze a bassissima energia nella razione di cattura protonica del Sodio-22, da parte della genovese Francesca Cavanna, guidata da Paolo Prati e Daniel Bemmerer (di Dresden) e il gruppo LUNA ai Laboratori del Gran Sasso.

Le risonanze sono degli incrementi della probabilità di interazione nucleare dovute a caratteristiche di struttura nucleari solitamente non banali. A queste basse energie sono delle modifiche a delle probabilità piccine picciò ( rispetto alla probabilità a 400keV) , ma data la loro posizione rispettivamente a 29, 37 e 71 keV sono importantissime quando la situazione si fa calda attorno ai 100 milioni di gradi dato che siedono esattamente per catturare i protoni alla velocita in cui sfrecciano in quelle condizioni, come in alcuni angoli di una supergigante rossa!

Tutte le stelle che vedete di notte quindi è perché vivono in questa finestra di Gamow, grazie alle reazioni nucleari a bassa energia (è tempo di recuperare la denominazione Low Energy Nuclear Reactions, LENR, da una stuolo di persone che non sa di cosa parla), pensateci quando attaccate le stelle all’albero o le disegnate nel cielo del presepe, a come la fisica nucleare illumini i vostri giorni, notti e natali!

Comments

Comment by INTELED on 2016-10-25 13:39:27 +0000

Veramente un bell’articolo. Le mie limitate conoscenze in materia non mi hanno permesso di comprenderlo del tutto ma ho imparato molto leggendolo.

Grazie & Saluti

Per commenti, scrivimi ad andrea (punto) idini (at) gmail (punto) com. Static web, no cookies collected.