E=mc2 Ovvero Come “Funzionano” Le Stelle, Parte 1/2

 

1919 Sir Arthur Eddington decise di partire per un piccolo arcipelago situato in Africa (Sao Tomè e Prince) per sfruttare un eclissi di sole e confermare con delle foto la bontà della Relatività di Einstein ma quello che non si sarebbe mai immaginato che il loro destino sarebbe stato legato a doppio filo. Si perché quando il buon Albert introdusse questa formula con la relatività ristretta nel 1905 non solo spiegò che massa ed energia sono esattamente la stessa cosa ma diede spunto agli astrofisici per svelare il segreto del funzionamento delle stelle. Nel 1920 infatti Eddington fu il primo a proporre che l’energia prodotta da una stella derivasse dalla fusione dell’idrogeno in elio e non dalla contrazione dell’astro su se stesso. Ma esattamente, come funzionano? Cos’è la fusione nucleare? Dobbiamo innanzitutto fare delle differenze in base alla dimensione delle stelle:

  • stelle tra le 0,08 e le 1,2 masse solari
  • stelle superiori alle 1,2 masse solari

Come mai questa distinzione? Semplice perché a seconda della loro massa il procedimento con cui si procurano l’energia per splendere è diversa ma oggi prenderemo in considerazione le prime e quindi, di conseguenza, la nostra “stellona”. Quindi come funziona il Sole? Grazie alla catena protone-protone che altri non è che un processo nel quale due nuclei di idrogeno (niente elettroni, la stella è composta da plasma) grazie alle temperature ed alle pressioni presenti nel nucleo riescono a vincere la repulsione normalmente presente tra particelle di carica uguale fondendosi e creando un nuovo elemento (l’elio) e trasformando parte della massa in energia (ricordate E=mc2?) emettendo un fotone gamma.

Sebbene la prima parte del processo sia molto lento una volta che la protostella riesce ad innescarlo parte a catena ed inizia a fornire energia: due protoni si fondono a formare deuterio (un isotopo dell’idrogeno) rilasciando un positrone ed un neutrino. A questo punto interviene un elettrone che annichilisce immediatamente il positrone emettendo (o meglio trasformandosi in) 2 raggi gamma; a questo punto il deuterio può interagire con un altro nucleo di idrogeno per formare un isotopo dell’elio, l’elio3. Ora si hanno tre possibilità (o rami di fusione) per giungere all’elio:

  • Ramo pp1 dove 2 nuclei di elio3 si fondono per generare elio e liberare 2 nuclei di idrogeno (quello nell’immagine qui sopra e nel Sole ha una frequenza del 91%);
  • Ramo pp2 che dipende comunque dall’elio formato nel pp1 dove un nucleo di elio3 si fonde con un nucleo di elio per generare berillio7 + 1 raggio gamma, successivamente il berillio7 interagisce con un elettrone e decade in litio7 + un neutrino che fondendosi con un nucleo di idrogeno genera 2 nuclei di elio (nell’immagine qui sotto, nel Sole ha una frequenza del 9%)

  • Ramo pp3 mi limito a dirvi che nel Sole ha una frequenza dello 0,1% ma spiega la problematica dei neutrini solari

Analizzando le masse dei 4 nuclei di idrogeno iniziali con quella dell’elio finale possiamo vedere come lo 0,7% sia perso o meglio, trasformato in energia: raggi gamma (fotoni), neutrini e positroni che sono fondamentali per la vita della stella, sono infatti parte dell’energia di radiazione che contrapposta alla gravità tengono in perfetto equilibrio idrostatico la stella. Ma quanto idrogeno fonde una stella ogni secondo? Si è calcolato che il Sole fonda circa 594 milioni di tonnellate di idrogeno al secondo convertendole in 590 tonnellate di elio le restanti 4 sono il famoso 0,7% trasformato in energia e pensate quanto sia grande la sua massa se in 5 miliardi di anni questa si sia ridotta a livelli impercettibili pur “dimagrendo” di 4 tonnellate ogni secondo (un numero che farebbe impallidire anche il migliore dei personal trainer). La cosa pazzesca è che noi siamo qui a parlare del funzionamento della nostra stella proprio grazie a quelle 4 tonnellate “perse” che arrivando sulla Terra ci riscaldano, permettono la fotosintesi, la produzione di energia ecc. Prendiamo ad esempio un fotone, una volta emesso viste le enormi temperature e pressioni, (il nucleo è un’accozzaglia di atomi) sarà assorbito da uno di questi per essere subito riemesso e riassorbito e via cosi finché non raggiungerà la superficie e potrà finalmente viaggiare nello spazio, raggiungere la Terra e “morire” sulla vostra retina. Sappiamo che il viaggio dal Sole al vostro occhio dura 8 minuti ma quanto ci mette un fotone a lasciare la nostra stella? Quanto tempo passa tra la sua emissione e la sua “morte”? Dal suo punto di vista il processo è immediato (ricordatevi che viaggia alla velocità della luce) mentre nella realtà si stima che dal nucleo al momento in cui la particella lascia effettivamente il Sole passino dai 5000 ai 200.000 anni. Tornando al processo di fusione questo purtroppo non è infinito, il Sole aumenta la propria luminosità del 1% ogni 110 milioni di anni e fra un miliardo di anni la vita sulla Terra non sarà più possibile a causa della quantità di radiazione che riceverà. Quando l’idrogeno sarà terminato il Sole inizierà a fondere l’elio in elementi più pesanti ed aumenterà le sue dimensioni diventando una gigante rossa ma a quel punto la Terra sarà spacciata e probabilmente fagocitata.

Il Sole nella fase di gigante rossa

L’unica cosa certa è che una stella, non appena inizia a fondere i suoi primi nuclei di idrogeno è destinata a morire: che ci arrivi attraverso una vita lenta e tranquilla o veloce ed irrequieta dipende solo dalla sua massa. Ma quindi come “funzionano” le stelle che hanno più di 1,2 masse solari? Tranquilli, non c’è fretta, ve lo racconterò tra 2 settimane.

Andrea Cuozzo

Associazione Astronomica Pavese

www.aapv.it

 

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