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La nucleosintesi stellare
La nucleosintesi stellare nel b r o d o d i particelle s u b a t o m i c h e le particelle si trasformano l'una nell'altra mantenendo l'equilibrio d e l b r o d o d i particelle sub atomiche il b r o d o d i particelle s u b a t o m i c h e è composto da fotoni, elettroni, positroni, neutrini, antineutrini, protoni e neutroni decadimento radioattivo questi nuclei intermedi hanno numero di massa (A) uguale a 5 e 8 e si disintegrano per d e c a d i m e n t o radioattivo Silicio Si Stronzio S r elementi più pesanti fusione dell'ossigeno la f u s i o n e dell' o s s i g e n o che produce Silicio Si e Stronzio S r 6 la formazione degli e l e m e n t i più p e s a n t i del Litio Li 7 è impedita dal fatto che i nuclei intermedi sono estremamente instabili la nucleosintesi stellare genera gli e l e m e n t i più pesanti la fusione del carbonio e la fusione dell'ossigeno sono rapide, l'evoluzione della stella procede velocemente equilibrio d e l brodo di particelle s u b atomiche nucleosintesi stellare la nucleosintesi p r i m o r d i a l e che avviene nel b r o d o di particelle sub atomiche è responsabile della formazione degli e l e m e n t i p i ù leggeri b r o d o di particelle s u b atomiche 3 gli e l e m e n t i c h i m i c i sono generati in modi diversi e l e m e n t i chimici nucleosintesi primordiale Ossigeno O 16 Litio Li 7 gli e l e m e n t i p i ù l e g g e r i nascono dalla n u c l e o s i n t e s i p r i m o r d i a l e subito dopo il B i g Bang elementi p i ù leggeri fusione del silicio Berillio B e 8 fusione del carbonio la f u s i o n e del carbonio che produce Magnesio Mg, Neon Ne Neon Ne la f u s i o n e del silicio che produce Ferro Fe si innescano, a temperature crescenti Magnesio M g la fusione non può più procedere poiché il processo di la fusione del F e r r o F e 5 6 è un p r o c e s s o e n d o t e r m i c o che non fornisce energia al sistema e non può contribuire a sostenere l'equilibrio stellare il F e r r o F e 5 6 è l'ultimo isotopo che viene creato dalla n u c l e o s i n t e s i stellare Ferro Fe Ferro F e 56 per le stelle più grandi, il nucleo continua a contrarsi e la temperatura a salire stelle più grandi la cinetica di reazione del p r o c e s s o t r e a l f a è molto lenta a causa dell'instabilità del Berillio B e 8 (che decade in 3x10 -16 s) al momento dell'innesco del p r o c e s s o t r e alfa ci sono due possibilità per la stella stelle più piccole per le stelle p i ù p i c c o l e , la temperatura nel nucleo non è abbastanza alta da bruciare C a r b o n i o C per mantenere l'equilibrio stellare processo endotermico il p r o c e s s o t r e alfa continua nel nucleo della stella finché tutto l'Elio h e è convertito in C a r b o n i o C 12 e Ossigeno O 16. p r o c e s s o tre alfa Carbonio C 12 dopo 3 minuti l'universo si è raffreddato ed espanso al punto che la n u c l e o s i n t e s i primordiale non può più essere sostenuta gli e l e m e n t i p i ù l e g g e r i sono di I d r o g e n o H , Elio H e , Litio Li 7 e degli isotopi di I d r o g e n o H ed Elio He è necessario un lungo periodo di tempo per dare luogo alla produzione di C a r b o n i o C 1 2 a partire da una iniziale atmosfera di Elio He quando la temperatura raggiunge valori intorno a 10e8K e densità di 10 4 g/cmc , diventa possibile il p r o c e s s o t r e a l f a c h e c o n s u m a Elio He 2 molto dell'Elio h e deve essere stato prodotto nello stesso momento 4 un minuto dopo l'esplosione iniziale la temperatura scende a 10e9K tanto che i nuclei di idrogeno h possono ora sopravvivere tutta la materia è costituita quindi da I d r o g e n o H (75%) ed Elio He (25%) Idrogeno H formazione delle stelle strati g a s s o s i esterni p e s o degli strati g a s s o s i esterni l'espansione degli strati g a s s o s i e s t e r n i di I d r o g e n o H determina una nuova fase dell'evoluzione della stella, chiamata fase della gigante rossa 5 la distribuzione n o n o m o g e n e a nello spazio ha permesso alla f o r z a di gravità di "condensare" la materia provocando un collasso di grandi quantità di Idrogeno H e Elio H e in aree più concentrate che si poi sono evolute a formare le galassie nuclei d i idrogeno h questi elementi hanno una distribuzione n o n o m o g e n e a nello spazio 1 nei nuclei di i d r o g e n o h protone e neutrone sono legati dalla forza nucleare n a n a bianca il nucleo della stella continuerà a contrarsi e la stella collasserà fino a divenire una nana bianca equilibrio stellare quando il combustibile nucleare comincia a scarseggiare, si perde l'equilibrio stellare combustibile nucleare forza di gravità galassie in queste zone più concentrate gli atomi sono spinti con elevate velocità verso il centro dalla forza di gravità mantiene l'equilibrio stellare compensando la f o r z a di g r a v i t à la massa della stella determina la velocità con cui essa "brucia" il combustibile n u c l e a r e e quindi il suo tempo di vita incremento della temperature (10e7K) e della densità (100 g per cmc) stelle di grande massa la fusione n u c l e a r e libera l'e n e r g i a di l e g a m e n u c l e a r e secondo l'e q u a z i o n e di einstein questi neutroni e protoni costituiscono l'abbondanza residua di I d r o g e n o H che osserviamo oggi nell'universo. distribuzione n o n o m o g e n e a nello spazio e q u a z i o n e di einstein se non ci fosse stata una distribuzione n o n o m o g e n e a nello s p a z i o ogni atomo sarebbe stato attratto uniformemente in tutte le direzioni e sarebbe rimasto nella stessa posizione relativa rispetto agli atomi vicini aumento della frequenza di collisione tra gli atomi (formazione delle protostelle) con il tipico profilo radiale di t e m p e r a t u r a e profilo radiale di d e n s i t à quando il nucleo di una stella raggiunge queste condizioni di temperatura e pressione, i protoni acquistano sufficiente e n e r g i a cinetica p e r superare la f o r z a d i coulomb che respinge i nuclei a t o m i c i iniziano le reazioni di fusione nucleare attraverso la catena protone protone profilo radiale di temperatura e n e r g i a di legame nucleare energia cinetica fusione n u c l e a r e catena protone protone forza di coulomb che respinge i nuclei atomici a queste temperature si disintegrano istantaneamente e diventano a t o m i ionizzati la temperatura è così elevata che non esistono neanche i nuclei degli atomi più semplici forza n u c l e a r e l'I d r o g e n o h è l'atomo più semplice gigante rossa le stelle di g r a n d e m a s s a hanno abbastanza gas per far si che il p e s o degli strati g a s s o s i e s t e r n i comprimano il nucleo, causando un aumento di temperatura e pressione espansione dell' u n i v e r s o a temperature così alte non è possibile la combinazione tra protone e neutrone per formare i nuclei d i idrogeno h l'argomento più forte in favore dell'ipotesi del B i g B a n g è che l'abbondanza di Elio H e è uniforme nell'universo un'ulteriore concentrazione di I d r o g e n o H ed Elio H e ha portato poi alla f o r m a z i o n e delle stelle il Big B a n g è l'evento iniziale dell'espansione dell'universo, cominciata circa 14 miliardi di anni Big B a n g Elio H e Carbonio C il p e s o degli strati g a s s o s i e s t e r n i continua a comprimere e riscaldare il nucleo inizialmente l'Universo è costituito da un b r o d o di particelle s u b a t o m i c h e ad una temperatura di 10e10K profilo radiale di densità i neutroni residui decadono in protoni secondo la reazione di d e c a d i m e n t o d e l n e u t r o n e in p r o t o n e decadimento del n e u t r o n e in protone a t o m i ionizzati