L’energia del nucleo
L’energia di legame di protoni e neutroni cresce fino all’isotopo di Nichel con massa 62, per poi lentamente calare fino all’uranio 238.
Ne consegue che rompere (fissione) i nuclei maggiori di Ni62 dà nuclei più piccoli e la loro energia di legame è maggiore di quella di partenza.
Ne consegue che legare (fusione) nuclei più piccoli di Ni62, forma nuclei più grandi e l’energia di legame finale è maggiore di quella iniziale.
Quindi in quelle circostanze fissione e fusione sono energeticamente vantaggiose.
La fusione nucleare
Quando due nuclei si avvicinano, si toccano, c’è una forza li spinge indietro, è la repulsione elettrostatica.
I nuclei utilizzati sono isotopi dell’idrogeno e vengono sparati l’uno contro l’altro in modo da vincere la repulsione.
La fusione si ottiene alla temperatura delle stelle: 10^10 kelvin.
Questa temperatura mette in movimento gli elettroni dell’idrogeno.
Viene impiegato l’idrogeno deuterio, massa 2, che in natura si trova nell’acqua in rapporto di 1 a 5000 (prozio massa 1).
L’idrogeno deuterio perde gli elettroni, per cui abbiamo un gas ionizzato, cioè allo stato di plasma.
Gli elettroni si muovono disordinatamente, e in questo disordine avviene la fusione.
Il deuterio si scontra con il trizio.
Il trizio (massa 3) è prodotto dal litio (massa 6).
H2 + H3 = He4 + 1 neutrone + energia.
Un atomo di elio ha una massa dell’0,8% più piccola della massa di 4 atomi di idrogeno, questa differenza è proprio la trasformazione di massa in energia, propria della legge di Einstein E = m x VL^2.
La fusione atomica nelle Stelle
Nel Sole la fusione dell’idrogeno che diventa elio si raggiunge per 2 diverse strade: la catena protone protone che realizza il 99% dell’energia e il ciclo CNO carbonio azoto ossigeno solo l’1% dell’energia.
Nelle stelle con massa maggiore a 1,3 volte la massa solare la reazione più importante è il ciclo CNO carbonio azoto ossigeno.