Termine del Glossario Fusione di idrogeno
Descrizione Il termine fusione nucleare indica tutte le reazioni in cui nuclei atomici più leggeri si scontrano e si fondono per formare uno o più nuclei atomici più pesanti. In astronomia, la fusione dell'idrogeno è la reazione di fusione nucleare che trasforma i nuclei di idrogeno (ciascuno costituito da un singolo protone) in nuclei di elio-4 (ciascuno costituito da due protoni e due neutroni legati insieme). Il nucleo di elio-4 ha una massa inferiore alla somma delle masse dei protoni e dei neutroni che lo compongono. Secondo la famosa formula di Einstein E=mc2, questa differenza di massa corrisponde a una differenza di energia. Quando i protoni e i neutroni si fondono per formare l'elio-4, viene rilasciata la quantità di energia corrispondente a questa differenza. In questo modo, la fusione dell'idrogeno serve come fonte di energia per le cosiddette stelle di sequenza principale come il nostro Sole. Almeno per un certo periodo di tempo, tali stelle si trovano in uno stato di equilibrio: La quantità di energia rilasciata dalla fusione dell'idrogeno nei loro nuclei corrisponde all'energia che queste stelle luminose emettono sotto forma di luce e altri tipi di radiazioni elettromagnetiche e di particelle.
La fusione dell'idrogeno avviene attraverso diversi passaggi intermedi. Per le stelle con una massa pari o inferiore a quella del nostro Sole, procede attraverso la cosiddetta catena protone-protone (catena pp). Nella versione più semplice di questa catena di reazioni, due nuclei di idrogeno (protoni) si fondono per produrre nuclei di deuterio (un protone, un neutrone ciascuno), che poi si fondono con un altro nucleo di idrogeno per produrre elio-3 (due protoni, un neutrone). Due di questi nuclei di elio-3 si fondono per dare elio-4 e due nuclei di idrogeno rimanenti. Nelle stelle con una massa superiore a 1,3 volte quella del nostro Sole, un processo alternativo, definito ciclo CNO, diventa il modo dominante per fondere l'idrogeno in elio. Gli scienziati sulla Terra hanno costruito macchine per creare reazioni di fusione con la speranza che in futuro possa diventare un modo praticabile per generare energia. La fusione dell'idrogeno non avviene solo nelle stelle, ma anche durante la fase iniziale del Big Bang del nostro universo.
Termini correlati
Vedi questo termine in altre lingue
status del termine e della definizione La definizione originale di questo termine in inglese é stata approvata da un ricercatore astronomo e da un docente La traduzione di questo termine e della sua definizione sono ancora in attesa di approvazione
Il Glossario Multilingue OAE é un progetto dell'Ufficio IAU per la didatticadell'astronomia (OAE) in collaborazione con l'ufficio IAU OAO per la DivulgazioneAstronomica (OAO). I termini e le definizioni sono stater scelte, scritte eriviste da un impegno collettivo da parte di OAE, i Centri e i Nodi OAE e iCoordinatori Nazionali per la Didattica dell'Astronomia e da altri volontari.Potete trovare una lista completa dei crediti, Tutti i termini del glossarioE le definizioni sono pubblicate su Creative Commons CC BY-4.0 licenza e dovrebbero essere accreditate ad IAU OAE.
Se noti un errore di fatto o di traduzione in questo termine del glossario, per favore contattaci.
In Altre Lingue
- Arabo: اندماج الهيدروجين
- Tedesco: Wasserstoffbrennen
- Inglese: Hydrogen Fusion
- Francese: Fusion de l'hydrogène
- Brasiliano Portoghese: Fusão de hidrogênio
- Cinese semplificato: 氢聚变
- Cinese tradizionale: 氫聚變
Diagrami correlati
Stellar Evolution
Didascalia: This diagram shows the life cycle of stars of different masses. The mass of the different types of star increases from bottom to top with time going from left to right.
The life cycle of a star depends on its mass, with lower mass stars have longer lifetimes. All stars form from clouds of gas that collapse under their own gravity. As the star collapses, its core becomes hotter and denser. If the star has a mass greater than 0.08 solar masses (0.08 times the mass of the Sun), the pressure of the star’s mass pushing down on its core creates a high enough core temperature for hydrogen fusion to ignite. This burns hydrogen into helium in the star’s core, providing a heat source to power the star and to stop its core from collapsing further. If the collapsing object has a mass below 0.08 solar masses then it does not ignite hydrogen fusion in its core. It continues to cool and slowly contract. Such substellar objects are known as brown dwarfs, shown here in the lowest row.
After stars have formed, they burn hydrogen in their cores and begin their so-called main sequence phase. The most massive stars (>25 solar masses, shown here at the top) have very high core temperatures and thus burn through their hydrogen fuel more quickly. This means they may only spend a few million years on the main sequence burning hydrogen in their cores. Once the hydrogen in the core is exhausted the star’s core contracts, becomes hotter and helium burning starts in the core. While the core contracts, the outer layers of the star expand and it becomes a supergiant. For the most massive stars strong stellar winds strip off the cooler outer layers, leading to the star being very large and very hot, a blue supergiant. Once helium is exhausted in the core, carbon is burned, and then heavier elements. Eventually the star ends with an iron core. Fusing iron into heavier elements does not generate energy so at this point fusion stops in the core. Once this core of iron is massive enough, it and the surrounding matter suddenly collapses to form a black hole and the outer layers are flung off in a supernova explosion.
Slightly lower mass stars (between 8 and 25 solar masses, seen here second top) evolve in a similar way although they do not have strong enough winds to push their outer layers away and become blue supergiants, instead it evolves into a red supergiant. While such stars also collapse and create supernova explosions. The remnant of the star’s core is not massive enough to collapse into a black hole. Instead, its electrons and protons combine to form neutrons and it is supported by a quantum mechanical effect called neutron degeneracy pressure. This results in the remnant of the star being a tiny neutron star, several solar masses in mass but only a few kilometres across.
For stars similar in mass to the Sun (between 0.4 and 8 solar masses, seen here in the middle row), the star burns hydrogen in its core until the hydrogen in its core is exhausted. At this point a hydrogen burning shell forms around the core. Eventually the core will become hot enough to burn helium into carbon and oxygen. After this the star is left with a carbon and oxygen core surrounded by shells burning helium and hydrogen. These shells are unstable producing thermal pulsations that convulse the star. Eventually these pulsations become so extreme that the star’s outer layers are thrown off. This leaves the carbon and oxygen core as a white dwarf supported by electron degeneracy pressure. The outer layers of the star form what is known as a planetary nebula (which doesn’t actually have anything to do with planets despite the name).
The lowest mass stars (seen here in the second bottom row) are so low in mass that their evolutionary timescales are much longer than the age of the universe. This means that none have evolved beyond the main-sequence. Low mass stars are fully convective meaning material in the core is constantly being mixed with material above. This means that all the hydrogen in the star would eventually be burned in the core, but this will take trillions of years.
Crediti: Danielle Futselaar/IAU OAE
License: CC-BY-4.0 Creative Commons Attribuzione 4.0 Internazionale (CC BY 4.0) icone
