c04:combustione_elio
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Linea 2: | Linea 2: | ||
<WRAP justify> | <WRAP justify> | ||
- | Al termine della combustione dell' | + | Al termine della combustione dell'[[wp.it>idrogeno]], esaurito tale |
- | combustibile la materia risulterà composta da elio e dagli | + | combustibile la materia risulterà composta da [[wp.it>elio]] e dagli |
elementi più pesanti originariamente preesistenti. Se il [[c04: | elementi più pesanti originariamente preesistenti. Se il [[c04: | ||
CNO]] è stato efficiente ci si attende che tra tali elementi | CNO]] è stato efficiente ci si attende che tra tali elementi | ||
- | pesanti C e O si siano in gran parte trasformati in <tex>$^{14}$N.</ | + | pesanti C e O si siano in gran parte trasformati in $^{14}$N. |
- | La catena pp, ove sono presenti due rami di combustione He+He, ci | + | La [[c04: |
indica come a qualche decina di milioni di gradi debba certamente | indica come a qualche decina di milioni di gradi debba certamente | ||
risultare " | risultare " | ||
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- | <tex> | ||
$$^4_2He+^4_2He \rightarrow ^8_4Be $$ | $$^4_2He+^4_2He \rightarrow ^8_4Be $$ | ||
- | </ | ||
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Con tale reazione non si realizza però una reale combustione | Con tale reazione non si realizza però una reale combustione | ||
- | perchè il <tex>$^8$Be</ | + | perchè il $^8$Be così prodotto ridecade in due particelle |
- | <tex>$\alpha$</ | + | $\alpha$ in circa $10^{-16}$ secondi. La combustione si |
realizzerà solo se e quando il [[wp.it> | realizzerà solo se e quando il [[wp.it> | ||
- | ulteriore particella | + | ulteriore particella $\alpha$ giungendo a produrre un nucleo |
- | stabile di <tex>$^{12}C$</ | + | stabile di $^{12}C$ |
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- | <tex> | ||
$$^8Be+^4He\rightarrow ^{12}C $$ | $$^8Be+^4He\rightarrow ^{12}C $$ | ||
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Per comprendere il meccanismo che porta ad una efficiente | Per comprendere il meccanismo che porta ad una efficiente | ||
- | produzione di [[wp.it> | + | produzione di [[wp.it> |
come un elemento secondario, creato dalla reazione di produzione | come un elemento secondario, creato dalla reazione di produzione | ||
- | <tex>$^4He+^4He$</ | + | $^4He+^4He$ e distrutto dal successivo decadimento, |
concentrazione di equilibrio che dipende dal rapporto tra | concentrazione di equilibrio che dipende dal rapporto tra | ||
l' | l' | ||
Linea 41: | Linea 37: | ||
più probabile la combustione del berillio in carbonio: | più probabile la combustione del berillio in carbonio: | ||
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- | - Aumenta la velocità di reazione | + | - Aumenta la velocità di reazione $\alpha + \alpha$ e aumenta quindi, a fronte del costante tempo di decadimento , la concentrazione di equilibrio di $^8Be$ |
- | - Si attenuano gli effetti della repulsione coulombiana e aumenta quindi | + | - Si attenuano gli effetti della repulsione coulombiana e aumenta quindi |
- | La combinazione di questi due effetti fa si che a circa <tex>$10^8 K$</ | + | La combinazione di questi due effetti fa si che a circa $10^8 K$ |
- | divenga efficiente il processo a tre corpi di fusione di He in C. | + | divenga efficiente il [[wp.it> |
A tali temperature, | A tali temperature, | ||
attraversamento della barriera coulombiana, | attraversamento della barriera coulombiana, | ||
- | efficienti anche successive catture | + | efficienti anche successive catture $\alpha$, così che nelle |
- | strutture stellari ci si attende | + | strutture stellari ci si attende che siano contemporaneamente |
efficienti | efficienti | ||
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- | <tex> | ||
$$3\alpha\rightarrow ^{12}C+\gamma$$ | $$3\alpha\rightarrow ^{12}C+\gamma$$ | ||
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- | <tex> | ||
$$^{12}C+\alpha\rightarrow ^{16}O+\gamma$$ | $$^{12}C+\alpha\rightarrow ^{16}O+\gamma$$ | ||
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Linea 66: | Linea 58: | ||
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$$^{16}O+\alpha\rightarrow ^{20}Ne+\gamma$$ | $$^{16}O+\alpha\rightarrow ^{20}Ne+\gamma$$ | ||
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$$^{20}Ne+\alpha\rightarrow ^{24}Mg+\gamma$$ | $$^{20}Ne+\alpha\rightarrow ^{24}Mg+\gamma$$ | ||
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Al termine della combustione di elio ci si attende essenzialmente | Al termine della combustione di elio ci si attende essenzialmente | ||
- | una miscela di <tex>$^{12}C$</ | + | una miscela di $^{12}C$ e $^{16}O$ con tracce più o meno |
- | consistenti di Ne. Le stelle, consentendo di mantenere la materia | + | consistenti di [[wp.it> |
- | attorno ai <tex>$10^8 K$</ | + | attorno ai $10^8 K$ per milioni di anni, riescono così a |
- | superare tramite la reazione | + | superare tramite la reazione 3$\alpha$ il limite imposto alla |
veloce nucleosintesi cosmologica dalla mancanza di nuclei stabili | veloce nucleosintesi cosmologica dalla mancanza di nuclei stabili | ||
con A=5, 8. | con A=5, 8. | ||
Linea 87: | Linea 75: | ||
rilevanti per quel che riguarda il contributo al fabbisogno | rilevanti per quel che riguarda il contributo al fabbisogno | ||
energetico di una struttura stellare. E' peraltro da notare come | energetico di una struttura stellare. E' peraltro da notare come | ||
- | alle temperature di combustione dell' | + | alle temperature di combustione dell' |
(anche come prodotto di una precedente combustione CNO) sia in | (anche come prodotto di una precedente combustione CNO) sia in | ||
- | grado anch' | + | grado anch' |
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- | <tex> | ||
$$^{14}N+\alpha\rightarrow ^{18}F+\gamma$$ | $$^{14}N+\alpha\rightarrow ^{18}F+\gamma$$ | ||
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Linea 100: | Linea 86: | ||
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$$^{18}F\rightarrow ^{18}O+e^++\nu$$ | $$^{18}F\rightarrow ^{18}O+e^++\nu$$ | ||
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Linea 110: | Linea 94: | ||
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- | <tex> | ||
$$^{14}N(\alpha, | $$^{14}N(\alpha, | ||
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Ricordiamo che in una stella ricca di metalli quale il | Ricordiamo che in una stella ricca di metalli quale il | ||
- | Sole, con abbondanza in massa di elementi pesanti | + | [[wp.it>Sole]], con abbondanza in massa di elementi pesanti |
- | <tex>$Z\sim0.02$</ | + | $Z\sim0.02$, |
- | è dell' | + | è dell' |
rilevanza energetica di tale reazione a fronte della combustione | rilevanza energetica di tale reazione a fronte della combustione | ||
- | <tex>$3\alpha$</ | + | $3\alpha$. E' peraltro da notare che il completamento della catena |
implica che per ogni nucleo CNO originalmente presente nel gas | implica che per ogni nucleo CNO originalmente presente nel gas | ||
- | stellare venga liberato un neutrone, il che - nella assunzione | + | stellare venga liberato un [[wp.it>neutrone]], il che - nella assunzione |
- | <tex>$Z\sim0.02$</ | + | $Z\sim0.02$ - corrisponde a $\sim10^{21}$ neutroni liberati per |
grammo di materia. | grammo di materia. | ||
Linea 131: | Linea 113: | ||
di elementi a numero atomico sempre più alto. Proprio un simile | di elementi a numero atomico sempre più alto. Proprio un simile | ||
processo contribuisce alla formazione degli elementi più pesanti | processo contribuisce alla formazione degli elementi più pesanti | ||
- | del Fe che, come già sappiamo, non ci attendiamo possano essere | + | del [[wp.it> |
prodotti in combustioni termonucleari quiescenti. | prodotti in combustioni termonucleari quiescenti. | ||
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c04/combustione_elio.1449500787.txt · Ultima modifica: 14/06/2021 14:05 (modifica esterna)