l’energia nucleare

1. l’energia nucleare è sufficiente a sostenere la luminosità del Sole per diversi miliardi di anni. Come funziona? E=mc2ovvero: se la materia (massa) si trasforma in energia, possiamo ottenere 100.000 Mld di wattda un grammo. Nelle stelle ciò avviene durante le reazioni nucleari di fusione. Cosa sono, e perché hanno luogo?

2. Tutti sappiamo che nei nuclei atomici si trovano protoni e neutroni. Sappiamo pure che i protoni hanno carica elettrica positiva, e quindi si respingono a vicenda. Ma allora, come è possibile che esistano nuclei atomici con più di un protone ciascuno? Perché esiste anche un’altra forza, detta “nucleare forte”, e questa è attrattiva. Ma il suo raggio d’azione è molto corto. Se dunque due protoni si trovano abbastanza distanti, sentiranno solo la forza elettrica repulsiva. Bisogna che si trovino vicinissimi perché la forza nucleare prenda il sopravvento e li catturi.

3. Quando una stella nasce, circa il 70% della materia è composta dal più semplice elemento chimico: l’idrogeno (simbolo 1H). In una stella, come in qualsiasi altro posto, i nuclei di idrogeno (= i protoni) si muovono termicamente e si urtano tra loro. Se la temperatura (e quindi la velocità) è molto alta, può succedere – anche se molto di rado – che due nuclei si avvicinino abbastanza tra loro da essere catturati e formare un nuovo elemento chimico: il deuterio (simbolo 2H o anche D).

4. Il protone è, insieme al neutrone, uno dei 2 costituenti del nucleo atomico. Il protone è molto più pesante dell'elettrone; la sua massa è infatti circa 2000 volte quella dell'elettrone.Il neutrone è, insieme al protone, uno dei 2 costituenti del nucleo atomico. La massa del neutrone è di circa 10% maggiore a quella del protone. Il raggio del neutrone è rn = 1 fm, come quello del protone. una particolare manifestazione delle interazioni deboli, il decadimento beta:la trasfomazione di un neutrone in un protone più un elettrone e un antineutrino elettrone

5. Il deuterio, a sua volta, urtando un altro nucleo di idrogeno lo cattura e forma un nuovo nucleo: una varietà “leggera” di elio che ha per simbolo 3He. Infine, due nuclei di 3He collidono, fondono e formano un nucleo di 4He, che è il normale elio, stabilissimo, che a queste temperature non reagisce con nulla.

7. In sostanza, la fusione nucleare che avviene all’interno del Sole trasforma lentamente tutto l’idrogeno iniziale in elio. Per la precisione, 4 nuclei di idrogeno ne formano uno di elio. Ma attenzione: un nucleo di H ha massa 1,0079; uno di He ha invece massa 4,0026. Ora, 1,0079 × 4 = 4,0316. Dove va la massa mancante? Si trasforma in energia.

8. In stelle molto vecchie la temperatura può essere tale da consentire la fusione dell’elioin carbonio. Anche qui c’è una piccola perdita di massa, ma molto minore di quella che si ha fondendo idrogeno in elio. Ancora, trasformando carbonio in magnesio si riesce a tirar fuori una minuscola quantità di energia nucleare. Andando oltre, e producendo elementi sempre più pesanti, la quantità di energia diminuisce ancora. Arrivati al ferro…

9. … la situazione s’inverte! Fe C H He Il bilancio energetico è più conveniente nella fusione degli elementi più leggeri. L’”efficienza” della reazione termonucleare (cioè di ogni singolo evento di fusione) diminuisce all’aumentare del peso atomico Energy Fusione : in verde l’energia “spesa” (energia di legame), in giallo l’energia “erogata” (radiazione gamma)