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@@ Linea 1: / Linea 1: @@
+====== 4.3 Combustioni termonucleari: la catena protone-protone ======
+<WRAP justify>
+Per precisare ulteriormente il quadro evolutivo emerso dal teorema
+del viriale  conviene esaminare più in dettaglio la serie di
+reazioni nucleari che ci attendiamo divengano efficienti nel gas
+stellare al progressivo aumentare della temperatura. Tra le
+moltissime reazioni nucleari in linea di principio efficienti
+soffermeremo la nostra attenzione solo su quelle che definiamo
+come //significative//, e che appartengono a due distinte
+categorie:
+  - Reazioni che  per l'abbondanza del combustibile ed il valore della sezione d'urto predominano nettamente e dalle sole quali dipende la produzione di energia
+  - Reazioni che  pur non contribuendo apprezzabilmente alla produzione di energia possono lentamente sintetizzare prodotti di reazione di particolare rilevanza nel quadro dell'evoluzione della composizione nucleare della materia stellare.
+Sulla base delle  considerazioni sin qui svolte appare evidente
+che al progressivo crescere della temperatura  debbano per prime
+divenire efficienti le reazioni nucleari cui corrisponde la minor
+repulsione coulombiana, cioè quelle tra due [[wp.it>protoni]]. Ciò,
+in linea di principio, è certamente vero, ma è anche vero
+che i protoni, giunti a reagire nuclearmente decadono con
+grandissima probabilità nuovamente in due protoni (//scattering nucleare//)
+e solo una piccolissima frazione dei nuclei
+composti decade lungo il canale di fusione, in grado di produrre
+energia
+\\
+\\
+$$p+p \rightarrow D+e^++\nu$$
+\\
+\\
+fortemente  inibito dal necessario intervento delle
+[[wp.it>Interazione_debole|interazioni deboli]]. Per tale motivo, attorno ai <tex>$10^6 ∞K$</tex> le prime
+fusioni a diventare efficienti sono le combustioni degli elementi
+leggeri D, Li, Be e B con protoni. Ci si attende peraltro che
+l'abbondanza di tali elementi nel gas stellare sia molto piccola,
+e corrispondentemente piccolo è il contributo delle fusioni
+all'energetica della struttura. L'effetto principale, oltre alla
+distruzione degli elementi stessi, consisterà in un momentaneo
+rallentamento della contrazione gravitazionale ed in una
+trascurabile produzione di <tex>$^3He$</tex> e <tex>$^4He$</tex>, secondo canali di
+combustione che ritroveremo discutendo qui di seguito la
+combustione dell'idrogeno.
+\\
+\\
+{{:c04:figura_04_01.jpg?700}}
+\\
+** Fig. 4.1 ** Le reazioni della catena protone-protone,
+con sottolineate le reazioni //primarie//
+\\
+\\
+Solo quando la  temperatura raggiunge, orientativamente, i
+$5-6~10^6 ∞K$ il numero di reazioni nucleari pp è aumentato al
+punto da rendere efficiente anche il canale di fusione di due
+protoni in un nucleo di deuterio D, secondo la reazione già in
+precedenza indicata. Il deuterio prodotto è peraltro in grado
+di reagire nuclearmente con un altro protone,
+\\
+\\
+$$D+p \rightarrow ^3He+\gamma$$
+\\
+\\
+cui segue tutta  una catena di reazioni impostata sui
+vari prodotti di combustione che converrà esaminare in qualche
+dettaglio. Alle minori temperature l'$^3He$ prodotto tende ad
+accumularsi come prodotto di reazione. Solo attorno a $8 10^6 ∞K$
+diviene efficiente la reazione di combustione
+\\
+\\
+$$^3He+^3He \rightarrow ^4He+2p$$
+\\
+\\
+mentre attorno ai 15 milioni di gradi diviene efficiente anche la reazione concorrente
+\\
+\\
+$$^3He+^4He \rightarrow ^7Be+\gamma$$
+\\
+\\
+di fusione di $^3He$ con  i nuclei di $^4He$ certamente
+presenti nel gas stellare almeno come conseguenza della
+nucleosintesi cosmologica. Si noti come le due ultime reazioni
+esaminate contemplino di fatto la fusione di due nuclei di elio,
+mentre resta peraltro inibita la reazione "debole"
+\\
+\\
+$^3He+p \rightarrow ^4He+e^++\nu$
+\\
+\\
+Esperienze di laboratorio  indicano che il $^7Be$ è nucleo
+instabile per [[wp.it>Cattura_elettronica|cattura K]], cioè per cattura di un
+elettrone dell'orbita più interna, con tempo di dimezzamento
+di 57 giorni. Tale processo non può peraltro essere efficiente
+nelle stelle, perchè alle temperature in esame ci si attende
+che il $^7Be$ sia completamente ionizzato. In tali condizioni il
+nucleo può però catturare un elettrone del plasma
+stellare, iniziando una catena di reazioni che conduce infine alla
+formazione di due nuclei di $^4He$. Si noti come tale reazione non
+risulti governata dalla repulsione coulombiana.
+E' invece regolata dalla repulsione  coulombiana l'alternativa
+cattura di un protone per formare $^8B$ e, attraverso una serie di
+decadimenti, $^8Be$ e infine $2^4He$. L'efficienza di questa
+reazione aumenta quindi al crescere della temperatura, e a circa
+$2 ~10^7∞K$ essa finisce col prevalere sulla concorrente cattura
+elettronica. Di particolare rilevanza in questa catena di reazioni
+i neutrini prodotti nel decadimento del $^8B$, che a causa della
+grande energia furono i primi ad essere rilevati nelle [[wp.it>Problema_dei_neutrini_solari|esperienze di rilevazione dei neutrini solari]] ($\rightarrow A5.5$)
+\\
+\\
+{{:c04:figura_04_02.jpg?550}}
+\\
+** Fig. 4.2 ** Efficienza relativa delle catene di combustione pp
+al variare della tempeatura (in milioni di gradi).
+\\
+\\
+La Figura 4.1 riporta uno schema riassuntivo della
+catena di reazioni originate dalla fusione di due protoni, nota come //catena pp//.
+Come indicato nella figura, al variare della
+temperatura sono possibili tre diverse sequenze di reazioni (PP I,
+PP II e PP III) che conducono in ogni caso al comune risultato di
+fondere 4 protoni in un nucleo di $^4He$. La Figura 4.2 mostra
+l'efficienza relativa di questi diversi canali al variare della
+temperatura. Ad evitare equivoci ricordiamo che all'aumentare
+della temperatura aumenta l'efficienza di tutte le reazioni e
+quindi di tutte e tre le catene pp: la figura 4.2 riporta il
+//contributo relativo// delle tre catene alla  produzione totale di
+energia.
+</WRAP>
+\\
+<fbl>
+\\
+\\
+----
+\\
+~~DISQUS~~