A partire dai lavori fondamentali di Eddington del 1920 molti studi sono stati dedicati ai meccanismi che regolano l`evoluzione delle stelle: le ricerche compiute in questa direzione hanno consentito di chiarire gli aspetti principali di tali meccanismi. Tuttavia, nonostante questo notevole sforzo sperimentale e teorico, molte questioni rimangono tutt`oggi senza una chiara risposta: ad esempio, il problema dei neutrini solari, lo svolgersi delle fasi finale dell`evoluzione delle stelle, la nucleosintesi, ecc. Queste, come è ben noto, non sono ricerche di esclusiva pertinenza dell`astrofisica ma sono di grande importanza anche per altri capitoli dalla fisica: basti pensare all`importanza che riveste il problema dei neutrini (la loro massa ad esempio) per la fisica delle particelle elementari. Il metodo di ricerca universalmente usato per la conferma dei modelli d`evoluzione stellare è fondato sullo studio delle velocità con cui avvengono le reazioni nucleari nel corso della vita delle stelle e, quindi, sullo studio delle sezioni d`urto delle suddette reazioni. La Fig. 1 mostra l`insieme delle reazioni della catena protone-protone, responsabili della produzione del 98.5 % dell`energia nel Sole: il risultato netto è la trasformazione di 4 protoni in un nucleo di elio e la associata produzione di energia nucleare.

Al fine di determinare le sezioni d`urto di tali processi si cerca di riprodurre in laboratorio le condizioni nelle quali le reazioni avvengono nelle stelle: per una temperatura di 15 milioni di gradi, tipica del nostro Sole, l`energia cinetica media della particelle che compongono il plasma stellare è di qualche keV. D`altra parte, la barriera coulombiana repulsiva tra due nuclei leggeri è dell`ordine del MeV, quindi mille volte più elevata: le reazioni di fusione nelle stelle (e in laboratorio) procedono quindi solo tramite effetto tunnel, un processo la cui probabilità decresce esponenzialmente al decrescere dell`energia. Tipicamente la sezione d`urto ad energie dell`ordine della decina di keV è compresa tra pochi femtobarn e qualche picobarn. Per questo motivo la misura delle sezioni d`urto, fino a non molto tempo addietro, è stata eseguita ad energie ben maggiori (dove la sezione d`urto è 4-5 ordini di grandezza più elevata) di quelle caratteristiche delle fusioni stellari. Per ottenere poi le sezioni d`urto a poche decine di keV, si è sistematicamente fatto ricorso alla procedura di estendere con continuità alle basse energie i risultati ottenuti a più alte energie: in questo modo si sono introdotte incertezze non quantificabili, dovute al modello di estrapolazione di volta in volta usato. Rispetto agli attuali grandi progetti di fisica nucleare e fisica delle particelle elementari, che guardano con interesse alla costruzione di costosissimi acceleratori di particelle con energie sempre più elevate, l`astrofisica nucleare ha il problema opposto: quello di riuscire a studiare reazioni nucleari in un intervallo di energie bassissime. Si tratta di misure estremamente raffinate, spesso al limite delle possibilità tecnologiche. La maggiore difficoltà nel ripetere le reazioni in laboratorio risiede proprio nella impossibilità di poter usufruire di fasci e bersagli con luminosità anche lontanamente confrontabili con quelle tipiche dei processi stellari.

Il progredire delle tecniche sperimentali ha consentito di avvicinarsi sempre più alle energie proprie delle fusioni stellari. I maggiori progressi in questa direzione sono stati compiuti con gli esperimenti eseguiti nell`ambito del progetto LUNA (Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics), che hanno consentito di effettuare per la prima volta una misura diretta della sezione d`urto di una reazione di fusione alle energie tipiche dei processi stellari. Questo è stato reso possibile grazie alla schermatura naturale di 1.5 km di roccia offerta dai Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS) che attenua di ben sei ordini di grandezza il flusso di raggi cosmici e rende possibili misure di reazioni il cui rateo di conteggi è di soli pochi eventi al mese! La collaborazione LUNA ha costruito ed installato nei laboratori sotterranei un piccolo acceleratore per ioni leggeri, in grado di produrre fasci di protoni, 3He, 4He di energia massima di 50 keV con correnti dell`ordine del milliampere. L`acceleratore è equipaggiato con un bersaglio gassoso a pompaggio differenziale, realizzato quindi senza finestre direttamente nella linea di vuoto dell`acceleratore. Tale apparecchiatura ha consentito di misurare per la prima volta la sezione d`urto della reazione

3He +3He Æ 4He + 2p

(una delle reazioni fondamentali per il problema dei neutrini solari) alle energie tipiche delle stelle: l`intervallo energetico esplorato è compreso tra i 16.5 keV ed i 25 keV nel centro di massa, corrispondente al picco di Gamow, cioè all`energia alla quale avvengono le reazioni all`interno del Sole. Tale reazione riveste un ruolo importantissimo nella catena p-p, anche in relazione al problema dei neutrini solari: a questo proposito le misure dirette di LUNA hanno definitivamente escluso la presenza (prevista in diversi lavori teorici) di una ipotetica risonanza in questo canale, che avrebbe avuto importanti implicazioni sui modelli solari. I risultati della misura sono riportati in Fig. 3. Come consuetudine in campo astrofisico, al posto delle sezioni d`urto viene riportato il fattore astrofisico S(E), ottenuto depurando la sezione d`urto dal fattore esponenziale, che rappresenta la semplice penetrazione di barriera e che varia rapidamente con l`energia. Il fattore astrofisico S(E) rappresenta perciò il puro contributo nucleare dell`interazione. Da notare che per la prima volta il fattore astrofisico è stato misurato in corrispondenza del picco di Gamow: non è più necessaria alcuna estrapolazione. Il punto a più bassa energia (un solo conteggio) è stato ottenuto in un tempo di misura di quasi tre mesi: durante questo periodo energia, corrente, pressione del bersaglio, ecc. ecc., sono stati continuamente ed automaticamente monitorati. Il sistema di rivelazione consisteva di otto silici in geometria quasi 4p posizionati all`interno del bersaglio gassoso ed il trigger di acquisizione era costituito da una coincidenza tra i due protoni dello stato finale osservati in due rivelatori differenti. Il fondo misurato sui rivelatori è virtualmente zero: in più misure effettuate in varie riprese ed in tempi diversi, assommanti ad un tempo totale di svariati mesi, non si è mai osservato alcun conteggio di fondo nella zona energetica di interesse.

Dopo il successo riportato in questa fase pilota, la linea di ricerca di astrofisica nucleare continuerà nei prossimi anni: nel 2000 è stato installato presso i LNGS un nuovo acceleratore più moderno per misurare altre importanti reazioni della catena protone-protone e del ciclo CNO e per aumentare così il grado di conoscenza delle reazioni di fusione del ciclo di combustione dell`idrogeno nelle stelle. In particolare sono in programma le misure dirette delle seguenti reazioni: 3He(4He,g)7Be e 7Be(p,g)8B relativamente alla catena p-p, e 14N(p,g)15O del ciclo CNO ad energie finora mai raggiunte. Contemporaneamente, sempre sfruttando l`eccezionale protezione dei laboratori sotterranei, LUNA studierà un altro effetto importantissimo che influenza i ratei di reazione nelle stelle: l`effetto dello schermo elettronico sulle reazioni di fusione molecolare. Anche in questo caso infatti bisogna scendere con l`energia di interazione fino a pochi keV e quindi dove le sezioni d`urto sono estremamente basse.

Autore: Pietro Corvisiero - Università e Sezione INFN di Genova

A cura dell` Istituto nazionale di fisica nucleare