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Titolo: Reazioni nucleari con altri elementi.

Ho un dubbio sui materiali usati nelle reazioni nucleari. Qualcuno mi
spiega perchè si usano solo uranio, plutonio e loro affini per la
fissione e idrogeno, deuterio o affini per la fusione?
Se è vero che nel caso della fissione la somma delle masse risultanti
degli elementi fissionati è inferiore alla massa singola di partenza
perchè una parte si è trasformata in energia, perchè questo non
potrebbe essere fatto con, che  ne so, il ferro, il carbonio o
l'alluminio? Oppure qualsiasi altro elemento. Lo stesso dicasi per la
fusione nucleare.
Penso che teoricamente sarebbe possibile fissionare un nucleo di
ferro, producendo cmq una gran quantità d'energia, anche solo per
scopi militari. Forse il vero problema sarebbe generare una reazione a
catena.
Chi sa dissipare i miei dubbi?

 Chi sa dissipare i miei dubbi?
Esiste una curva molto significativa che mostra l'andamento dell'energia
media di legame per nucleone (protone o neutrone presente nel nucleo
atomico) al crescere del peso atomico. 
L'energia media di legame per nucleone è dapprima (nuclei leggeri) 
crescente (ovvero i nuclei degli elementi tendono ad essere mediamente più
legati di quelli con peso atomico inferiore), raggiunge un massimo (con il
ferro) e poi tende a decrescere per i nuclei degli elementi più pesanti.
Gli elementi che stanno alla sinistra del massimo possono quindi, sotto
opportune condizioni, dar luogo alla formazione di elementi più pesanti
tramite reazioni nucleari esoenergetiche di *fusione nucleare*, mentre gli
elementi che stanno alla sua destra possono generare elementi più leggeri
tramite reazioni esoenergetiche di *fissione nucleare*.
E' possibile anche "spezzare" nuclidi più leggeri del ferro o
"sintetizzare", a partire dal ferro o da altri elementi, nuclidi più
pesanti di esso ma ciò avviene necessariamente, in base ai motivi esposti
sopra, attraverso reazioni endoenergetiche (che assorbono energia
dall'ambiente). 
Per inciso, l'esplosione distruttiva che subiscono alcune stelle al
termine della loro vita (supernovae) è legata proprio alle considerazioni
energetiche esposte sopra; infatti una volta che, a seguito di reazioni di
fusione nucleare successive, si viene a formare nel centro della stella 
un nucleo di Ferro non è più possibile fornire, tramite ulteriore reazioni
di fusione esoenergetiche, energia e pressione per stabilizzare la
struttura stellare.
 
Saluti,
Aleph 
-- 
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Se come dici le supernove sono dovute alla conclusione di un
ciclo di fusioni esotermiche ed il gas residuo poi esplode
per effetto della implosione che e' energeticissima allora deve essere
possibile osservare la fase di implosione. Che durera' un poco di
tempo non sara' proprio istantanea Cosi' andavo pensando fra
me e me nel lontano 1988 durante la lettura del libro di Fisica di 
Asimov.  E lo stesso pensavo delle novae. Almeno una parte dei gamma ray
bursts e' dovuto all'implosione di supernovae molto massive.  Quello che
non ho chiaro e' se l'esplosione di supernovae si spiega in termini di 
fusioni conseguenti a questa fase implosiva, o se occorre ipotizzare 
reazioni termonucleari di altro tipo. Cosa determina la differente
velocita' di reazione fra una stella ed una supernova? La pressione
e la temperatura immagino. 
Inoltre la gente che studia questi fenomeni guardando in una zona
dove si aspetta una certa frequenza di esplosione di supernove ha
non solo scoperto che effettivamente una supernova e' esplosa in quella
zona, ma che altre dovrebbero essercene che non si vedono. E siccome
non si vedono significa che non ci sono? O che hanno formato materia
oscura? E' l'ottanta per cento che manca non sono bruscolini. 
Per inciso un'altra supernova e' stata avvistata qualche giorno fa.
Circa nei giorni in cui Hans Pfall ha cominciato a scrivere su questo
ng. Inoltre a fronte di queste supernove che vengono previste grazie
ai gamma ray burst sono moltissime quelle che vengono trovate dagli
astronomi dilettanti senza pre-segnalazioni. E' perche' non danno
segni o perche' la gente non e' capace di risolverli?
Riporto una descrizione delle proprieta' e dinamica
delle nane bianche da parte di 
Fredi De Maria
Descriviamo sommariamente le caratteristiche più rilevanti delle nane 
bianche:
Diametro
 
Una nana bianca ha un diametro dell'ordine di quello di un pianeta di 
tipo terrestre: Sirio B ha un diametro di circa 27.000 km, e la Stella 
di Van Maanen, nei Pesci, circa 12.000 km; ancora meno la Wolf 219, il 
cui diametro forse non supera gli 8.500-9.000 km. Ma probabilmente ce 
n'é di molto più piccole, con diametri dell'ordine di 1/1.000 di quello
del Sole. Vedi alla Fig. 42, Tavola VI, un confronto tra le dimensione 
di Sole e pianeti e quelle di alcune famose nane bianche.
Luminosità
 
Sirio B é 10.000 volte più debole della sua compagna maggiore, e il suo
splendore non é che 1/435 di quello del Sole. La sua magnitudine 
assoluta é 11,4, mentre quella di Procione B (altra famosa nana bianca)
é 13,1 e quella della Stella di Van Maanen 14,2. Generalmente queste 
stelle hanno magnitudini che vanno da 9 a 16. Tra le più brillanti c'é 
HZ 29 in Canes Venatici (1/40 della luminosità del Sole, magnitudine 
assoluta +8,9), tra le più fioche LP 768-500, magnitudine intorno a 17.
Temperature
 
La maggior parte di queste stelle é di spettro A, con temperature che 
vanno dagli 8.000 ai 10.000 K. Alcune sono di tipo B, e quindi ancora 
più calde, mentre sono abbastanza scarse quelle di tipo F, come Ross 
627 e Ross 640; ancora più rare sono quelle di tipi inferiori: la Van 
Maanen é di tipo G, e W 489 addirittura di tipo K
Masse
 
Le masse delle nane bianche sono generalmente paragonabili a quella del
Sole, o piuttosto inferiori: Sirio B ha una massa quasi uguale a quella
della mostra stella (0,98); Procione B ha una massa che é solo lo 0,65 
di quella solare. La teoria, che finora non sembra dover essere smentita
 dall'osservazione, dice che le masse delle nane bianche dovrebbero 
essere comprese tra 0,2 e 1,25 volte la massa del nostro Sole. Il 
valore più alto é quello che sfiora il Limite di Chandrasekhar, al di 
là del quale non sarebbe possibile la contrazione in una configurazione
stabile come quella di nana bianca, e il collasso della stella 
continuerebbe fino allo stato di Stella di Neutroni o Buco Nero.
Densità
 
Le densità raggiungono valori inconcepibili per la nostra esperienza. 
Sirio B é qualcosa come 125.000 volte più densa dell'acqua. La Stella 
di Van Maanen é qualcosa come 10 volte più densa, e Wolf 219, che ha un
diametro inferiore a quello della Terra, ha una densità che é 4 milioni
e mezzo di volte quella del Sole: un cucchiaino da caffè di quel 
materiale peserebbe qualcosa come 100 tonnellate! Ma non é un record: 
LP 768-500, con un diametro di 1/1.000 di quello del Sole, avrebbe una 
densità 1 miliardo di volte quella solare, e un pollice cubico della 
sua materia peserebbe 18,000 tonnellate.
Abbiamo visto cosa siano le nane bianche nel paragrafo dell'introduzione
relativo all'evoluzione stellare. Aggiungiamo qui qualche altra 
delucidazione.
Le nane bianche sono il prodotto finale dell'evoluzione delle stelle di
sequenza principale intermedia. Sono incredibilmente numerose, tanto 
che, se non fossero così deboli a causa delle ridottissime dimensioni, 
dominerebbero il cielo con la loro luce. Già le immense densità ne 
fanno degli oggetti decisamente peculiari; ma presentano altre 
interessanti caratteristiche, per esempio negli spettri. Quando fu 
osservato per la prima volta  lo spettro di Sirio B, prototipo delle 
nane bianche, questa stella fu classificata di tipo A, perché vi 
comparivano delle righe dell'idrogeno molto intense. In realtà, Sirio B
ha una temperatura superficiale che dovrebbe farla collocare nel tipo 
spettrale B, che di norma presenta anche righe dell'elio, peraltro 
assenti nel suo spettro. Altre nane bianche che presentano righe 
dell'elio furono classificate nel tipo B. Però tutte le stelle del tipo
B hanno anche righe dell'idrogeno, mentre queste non ne hanno.
Le nane bianche si dividono, dal punto di vista chimico, in due grandi 
famiglie: quelle ricche di idrogeno sono classificate come DA, quelle 
ricche di elio come DB (D sta per dwarf, nana); non c'è relazione, in 
questa classificazione, con la temperatura: le stelle di entrambe le 
famiglie si distribuiscono lungo l'intera sequenza delle temperature. 
Benché le nane bianche più fredde possano non presentare righe di 
nessuno dei due elementi a causa della bassa temperatura, si ritiene 
che la differenza si estenda anche ad esse. Come mai gli spettri delle 
nane bianche presentano soltanto le righe di uno o dell'altro dei due 
elementi? La spiegazione sta nell'enorme densità di questi oggetti: la 
gravità è così intensa che tutti gli atomi più pesanti dell'idrogeno, 
elio compreso, vengano richiamati negli strati più interni, lasciando 
circolare sulla superficie soltanto l'idrogeno: ecco perché le stelle 
DA sembrano fatte solo di idrogeno, indipendentemente dalla loro 
temperatura. Allora, una nana di tipo DB deve essere del tutto priva di
idrogeno, perché altrimenti lo dovremmo osservare in superficie. In 
effetti, constatiamo questa differenziazione nelle stelle centrali 
delle nebulose planetarie, ma ancora non è chiaro perché una stella 
possa perdere tutto il suo idrogeno e un'altra no; né si comprende 
perché ci sia un intervallo di temperatura tra 30.000 e 45.000 K nel 
quale non si trovano stelle DB. Inoltre, pare che durante il 
raffreddamento una stella possa passare da una famiglia all'altra: si 
fanno diverse ipotesi, ma la verità è che non conosciamo la spiegazione
di questi fenomeni.
Altre stranezze delle nane bianche sono legate ai campi magnetici, che 
in alcune di esse raggiungono valori di intensità inimmaginabile, mentre
in altre sono del tutto assenti.
Quando uno di questi stravaganti oggetti si è raffreddato fino alla 
temperatura di circa 4.000 K, ne combina un'altra delle sue per 
stupirci: si cristallizza. Non possiamo assistere allo spettacolo, dato
che l'atmosfera rimane gassosa, ma la teoria sembra esigerlo. In ogni 
caso i tempi richiesti per raggiungere questa temperatura sono 
lunghissimi, dell'ordine dei miliardi di anni, e ancora più lungo è il 
tempo richiesto perché una nana bianca si raffreddi al punto di uscire 
dal diagramma H-R: tanto lungo che ancora nessuna può averlo fatto.
-- 
Posted via Mailgate.ORG Server - 
http://www.Mailgate.ORG

 Fredi De Maria
Molto chiara e interessante.
Grazie.


 siano sufficientemente affidabili e completi.
Eppure sono stati visti dei gamma ray burst associati con esplosione di
supernova, circa nell'aprile dello scorso anno fu annunciato che uno di
questi fenomeni era stato osservato per una durata di circa venti giorni.
Il gruppo e' un gruppo italiano dell'INAF diretto da Massimo Della Valle
e si e' avvalso delle osservazioni ottiche a Santiago del Cile per
verificare
l'esattezza della predizione. Hanno puntato il telescopio nella direzione da
cui avevano focalizzato il gamma ray burst ed hanno visto esplodere la
supernova, anche se si parla gia' di hypernova.
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Inviato via 
http://arianna.libero.it/usenet/

 fissione e idrogeno, deuterio o affini per la fusione?
Aggiungo a quello che ha già detto Aleph (che è la cosa principale) giusto
due cose.
Affinchè si possa avere una certa resa nelle reazioni di fissione è
necessario che la sezione d'urto di fissione non sia troppo bassa. Sia per
scopi bellici che civili la reazione deve essere in grado di
autosostentarsi; ciò significa che in ogni fissione devono essere emessi
neutroni in grado di innescare nuove fissioni. Sono pertanto banditi nuclidi
che presentano reazioni di fissione a soglia con soglia molto elevata
(tipicamente i neutroni di fissione vengono emessi attorno ai 2 MeV).
Inoltre il nuclide fissile deve avere sezione d'urto elevata per quei valori
di energia che corrispondono all'energia dei neutroni emessi.
Si fanno poi molte altre considerazioni via via meno importanti. Bassa
sezione d'urto per reazioni (n,gamma), elevata densità, abbondanza in natura
e basso costo di estrazione. Se si prendono in considerazione tutti i
vincoli si vede che le possibilità sono solo due: basarsi sul ciclo
uranio-torio o sul ciclo uranio-plutonio. Il primo non è in pratica stato
usato ma non è detto che in futuro non torni di moda; di torio siamo invasi.
Flavio