Negli articoli precedenti abbiamo più volte affermato che le stelle di sequenza principale producono energia per mezzo della fusione dell’idrogeno. Per capire quali sono i meccanismi che regolano tale processo, dovremo addentrarci nei caldi nuclei delle stelle per scoprire che cosa succede. Cominciamo con un accenno storico.

Da dove proviene l’energia emessa dal Sole

Fin dall’inizio dell’era scientifica moderna gli scienziati si sono interrogati sull’origine dell’enorme quantità di energia che riceviamo dal Sole: circa diecimila volte quella utilizzata dall’umanità intera! Col progredire delle conoscenze scientifiche, gli studiosi hanno avanzato diverse ipotesi. Ne segnaliamo alcune.

Verso la fine del 1800 i fisici Helmholtz e Kelvin ipotizzarono che l’energia derivasse dalla contrazione gravitazionale del Sole: si tratterebbe quindi della trasformazione di energia meccanica in calore. In questo caso il Sole avrebbe avuto vita molto breve, circa 20 milioni di anni, e si sarebbe spento da molto tempo.

Nel 1904, Ernest Rutherford suggerì che l’energia fosse generata dal decadimento radioattivo di elementi chimici all’interno del Sole: una fonte insufficiente per spiegare la grande quantità emessa.

Nel 1905 Albert Einstein fornì finalmente lo strumento decisivo: la relazione di equivalenza massa-energia E=mc², che compare nell’ambito della teoria della relatività ristretta. Nel 1920, facendo riferimento a questa scoperta, il fisico inglese Arthur Eddington ipotizzò che l’energia del Sole provenisse dalla fusione nucleare dell’idrogeno in elio. L’ipotesi fu confermata nel 1927 da Houtermans e R.E. Atkinson, secondo i quali in condizioni di pressione e temperatura elevatissime (dell’ordine di milioni di gradi) è possibile che nuclei di atomi leggeri si fondano fra loro, per formare nuclei di atomi più pesanti, generando energia in seguito alla perdita di massa.

Nel 1957 Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle pubblicarono un articolo, intitolato Synthesis of the Elements in Stars, in cui veniva proposto un modello, ancora oggi valido, secondo il quale gli elementi chimici con massa atomica fino a quella del ferro, sono prodotti dalle reazioni nucleari all’interno delle stelle. Fanno eccezione idrogeno, elio e litio, già presenti, dopo il big bang, prima della formazione delle stelle.

La nucleosintesi

Prima di continuare, vorrei richiamare alcune semplici nozioni sugli atomi. È ben noto che l’atomo è formato da un nucleo, composto da protoni, particelle con carica positiva, e neutroni, particelle con massa simile, ma privi di carica elettrica. Protoni e neutroni sono detti nucleoni. Attorno al nucleo “ruotano” gli elettroni, particelle con carica negativa, di massa molto minore dei nucleoni, in numero pari a quello dei protoni.

Il simbolo che rappresenta un elemento della tavola periodica ha la forma della figura 1.X è il nome dell’elemento chimico; Z è il numero atomico che indica il numero di protoni contenuti nel nucleo; A è il numero di massa, che indica il numero di protoni e neutroni (nucleoni) presenti nel nucleo. Nell’esempio della figura 1, l’atomo di carbonio (C) ha un nucleo con 6 protoni e 12 nucleoni, quindi 6 neutroni.

Ad ogni numero atomico corrisponde un diverso elemento chimico. Atomi con lo stesso numero atomico, ma diverso numero di neutroni, sono detti isotopi.

La fusione degli elementi chimici leggeri, fino al ferro, è un processo che genera energia e quindi può procedere spontaneamente, mentre per gli elementi più pesanti il processo richiede la fornitura di energia e quindi non può avvenire spontaneamente. Per questo nelle stelle avvengono solo le reazioni di fusione che portano alla formazione degli elementi chimici fino al ferro (figura 2) e non oltre. Questo processo viene detto nucleosintesi.

Gli elementi più pesanti del ferro non vengono prodotti dalle reazioni di fusione all’interno delle stelle, ma da eventi catastrofici, quali un’esplosione di supernova, ma di questo parleremo più avanti.

La fusione dell’idrogeno

L’idrogeno (H) è l’atomo più semplice, con un nucleo formato da un solo protone. La massa atomica dell’H è di 1,007825 Da (dalton). Il dalton è l’unità di misura della massa atomica e vale 1/12 della massa del ¹²C (carbonio-12), cioè 1,66×10⁻²⁷kg.

La reazione di fusione dell’idrogeno è la principale sorgente di energia per la maggior parte delle stelle, Sole compreso. Il processo predominante per le stelle di sequenza principale, di massa simile o inferiore a quella del Sole, è detto catena protone – protone. Lo schema è quello proposto in figura. In condizioni di elevata pressione e con temperature di oltre 10 milioni di gradi, 4 nuclei di idrogeno interagiscono fra di loro generando 1 nucleo di elio. Se calcoliamo la massa iniziale dei 4 nuclei di H (4,0313 Da), e la confrontiamo con quella dell’elio generato (4,002602 Da), scopriamo che mancano all’appello 0,028698 Da! Dove sono finiti? Einstein ci direbbe subito: si sono trasformati in energia, basta ricorrere alla fantastica formula E=mc² e tutto torna! Infatti durante il processo vengono emessi fotoni ad alta energia, i raggi γ (gamma), e neutrini.

Il processo descritto avviene nell’assoluto rispetto della legge di conservazione dell’energia, che coinvolge sia la materia che l’energia, non più considerate come realtà distinte.

La concomitanza di un gran numero di queste reazioni, che avvengono continuamente e senza sosta all’interno delle stelle, genera l’energia necessaria per sostenere il collasso gravitazionale cui la stella é sottoposta: senza di ciò, la stella imploderebbe.

Un altro processo di fusione dell’idrogeno è il ciclo carbonio-azoto-ossigeno, detto ciclo CNO, prevalente per le stelle più massicce del Sole, ma, secondo ricerche recenti (esperimento Borexino), attivo anche nel Sole.

Il ciclo trae il nome dai nuclei di carbonio, azoto e ossigeno, che svolgono il ruolo di catalizzatori nella fusione nucleare indiretta dell’idrogeno. Si tratta di un ciclo più complesso della catena protone – protone, che si innesca ad una temperatura ancora più alta.Una stella di sequenza principale consuma a poco a poco tutto l’idrogeno disponibile. Quando l’H è completamente esaurito che cosa succede? Lo vedremo nel prossimo articolo.