1. Gli ingredienti:
* Isotopi di idrogeno: Le stelle sono principalmente composte da idrogeno, l'elemento più semplice. All'interno del nucleo della stella, ci sono due isotopi di idrogeno:
* Protium (¹h): La forma più comune di idrogeno, contenente un singolo protone.
* Deuterio (²H): Un isotopo più pesante di idrogeno, contenente un protone e un neutrone.
2. Il processo:
* Alta temperatura e pressione: Nel profondo del nucleo della stella, l'immensa pressione gravitazionale e il calore creano condizioni estreme.
* Superare la barriera di Coulomb: I protoni caricati positivamente nei nuclei di idrogeno si respingono a causa della forza elettromagnetica. Il calore estremo fornisce energia sufficiente per superare questa repulsione, consentendo ai nuclei di avvicinarsi abbastanza per far sì che si verifichi la fusione.
* Reazione di fusione: Quando i protoni si fondono, formano il deuterio, rilasciando energia nel processo. Questo deuterio può quindi fondersi con un altro protone, formando elio (⁴he) e rilasciando ancora più energia.
La reazione di fusione più comune al sole è:
4 ¹H → ⁴He + 2 E⁺ + 2 νe + 2γ
3. Rilascio di energia:
* Equivalenza di energia di massa: La massa totale del nucleo dell'elio prodotto è leggermente inferiore alla massa combinata dei quattro nuclei di idrogeno. Questa differenza di massa viene convertita in energia, secondo la famosa equazione di Einstein E =MC².
* Trasporto energetico: Questa energia viene rilasciata come raggi gamma, che vengono assorbiti e riemessi dal plasma della stella, raggiungendo infine la superficie della stella e si irradiano nello spazio come luce e calore.
In sintesi:
La fusione nucleare nelle stelle è il processo di combinazione di nuclei più chiari (idrogeno) in nuclei più pesanti (elio) sotto immensa pressione e calore. Questo processo rilascia enormi quantità di energia, che è ciò che fa brillare le stelle.
