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Nucleare lenergia nucleare è sufficiente a sostenere la luminosità del Sole per diversi miliardi di anni. Come funziona? E=mc 2 100.000 Mld di wattda un.

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Presentazione sul tema: "Nucleare lenergia nucleare è sufficiente a sostenere la luminosità del Sole per diversi miliardi di anni. Come funziona? E=mc 2 100.000 Mld di wattda un."— Transcript della presentazione:

1 nucleare lenergia nucleare è sufficiente a sostenere la luminosità del Sole per diversi miliardi di anni. Come funziona? E=mc Mld di wattda un grammoreazioni nucleari di fusione E=mc 2 ovvero: se la materia (massa) si trasforma in energia, possiamo ottenere Mld di watt da un grammo. Nelle stelle ciò avviene durante le reazioni nucleari di fusione. Cosa sono, e perché hanno luogo?

2 protoni e neutroni Tutti sappiamo che nei nuclei atomici si trovano protoni e neutroni. Sappiamo pure che i protoni hanno carica elettrica positiva, e quindi si respingono a vicenda. nucleare forte Ma allora, come è possibile che esistano nuclei atomici con più di un protone ciascuno? Perché esiste anche unaltra forza, detta nucleare forte, e questa è attrattiva. Ma il suo raggio dazione è molto corto. Se dunque due protoni si trovano abbastanza distanti, sentiranno solo la forza elettrica repulsiva. Bisogna che si trovino vicinissimi perché la forza nucleare prenda il sopravvento e li catturi.

3 Quando una stella nasce, circa il 70% della materia è composta dal più semplice elemento chimico: lidrogeno (simbolo 1 H). In una stella, come in qualsiasi altro posto, i nuclei di idrogeno (= i protoni) si muovono termicamente e si urtano tra loro. due nuclei si avvicinino abbastanza tra loro da essere catturati Se la temperatura (e quindi la velocità) è molto alta, può succedere – anche se molto di rado – che due nuclei si avvicinino abbastanza tra loro da essere catturati e formare un nuovo elemento chimico: il deuterio (simbolo 2 H o anche D).

4 Il protone è, insieme al neutrone, uno dei 2 costituenti del nucleo atomico. Il protone è molto più pesante dell'elettrone; la sua massa è infatti circa 2000 volte quella dell'elettrone. Il neutrone è, insieme al protone, uno dei 2 costituenti del nucleo atomico. La massa del neutrone è di circa 10% maggiore a quella del protone. Il raggio del neutrone è rn = 1 fm, come quello del protone. una particolare manifestazione delle interazioni deboli, il decadimento beta: la trasfomazione di un neutrone in un protone più un elettrone e un antineutrino elettroneantineutrino elettrone

5 Il deuterio, a sua volta, urtando un altro nucleo di idrogeno lo cattura e forma un nuovo nucleo: una varietà leggera di elio che ha per simbolo 3 He. Infine, due nuclei di 3 He collidono, fondono e formano un nucleo di 4 He, che è il normale elio, stabilissimo, che a queste temperature non reagisce con nulla.

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7 fusione nucleare In sostanza, la fusione nucleare che avviene allinterno del Sole trasforma lentamente tutto lidrogeno iniziale in elio. Per la precisione, 4 nuclei di idrogeno ne formano uno di elio. 1,0079 × 4 = 4,0316 Ma attenzione: un nucleo di H ha massa 1,0079; uno di He ha invece massa 4,0026. Ora, 1,0079 × 4 = 4,0316. Dove va la massa mancante? Si trasforma in energia.

8 elioin carbonio In stelle molto vecchie la temperatura può essere tale da consentire la fusione dellelio in carbonio. Anche qui cè una piccola perdita di massa, ma molto minore di quella che si ha fondendo idrogeno in elio. carbonio in magnesio Ancora, trasformando carbonio in magnesio si riesce a tirar fuori una minuscola quantità di energia nucleare. ferro… Andando oltre, e producendo elementi sempre più pesanti, la quantità di energia diminuisce ancora. Arrivati al ferro…

9 Il bilancio energetico è più conveniente nella fusione degli elementi più leggeri. Lefficienza della reazione termonucleare (cioè di ogni singolo evento di fusione) diminuisce allaumentare del peso atomico Energy Fusione : in verde lenergia spesa (energia di legame), in giallo lenergia erogata (radiazione gamma) H He C Fe … la situazione sinverte!


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