¿Cómo se diseñan los reactores térmicos nucleares para los rayos cósmicos en el espacio?

Los reactores, en general, se ajustan de modo que la proporción de neutrones retardados (del orden de segundos a minutos después de cada fisión) de todos los neutrones sea suficiente para hacer que el reactor sea más o menos dinámicamente estable. (Específicamente, los neutrones instantáneos liberados en nanosegundos, que son más del 95% de todos los neutrones, no son suficientes para igualar los neutrones consumidos, por lo que los neutrones retardados son esenciales para mantener la reacción durante cualquier período de tiempo). Se necesita algún tiempo para que la reacción en cadena crítica retardada se acelere o desacelere, tiempo suficiente para que los elementos de control reaccionen automáticamente. Entonces, si hay un mayor flujo de rayos cósmicos que eliminan más neutrones, no sucede nada especial: los tambores de control cambian de posición como de costumbre para compensar y la reacción continúa al mismo ritmo. Dado el flujo muy grande de neutrones en el núcleo normalmente, se necesitaría una enorme oleada de rayos cósmicos para causar un aumento suficiente para que el reactor se volviera rápidamente crítico, es decir, explosivo.

Además, una de las características definitorias de la mayoría de las partículas de rayos cósmicos es que son individualmente de muy alta energía. Eso los hace bastante peligrosos para los seres vivos, pero debido a que la energía total se distribuye en menos partículas, son menos peligrosos para los reactores. Un GCR dado puede desencadenar una cascada de múltiples partículas, distribuyendo su energía entre ellas, pero la probabilidad de hacerlo de una manera que cree la cantidad máxima de neutrones con suficiente energía para desencadenar la fisión es baja.

( No hay GCR de neutrones; los neutrones libres tienen una vida media de unos 15 minutos ).

Un par de cosas:

El OP de referencia proporcionado para los rayos cósmicos establece:

Composición de los rayos cósmicos: Los rayos cósmicos incluyen esencialmente todos los elementos de la tabla periódica; aproximadamente el 89% de los núcleos son hidrógeno (protones), 10% helio y aproximadamente 1% elementos más pesados.

Esto implica que los neutrones no son un componente significativo de los rayos cósmicos. Dado que la fisión es impulsada por la absorción de neutrones, es poco probable que el control del reactor se vea afectado por la radiación que no es de neutrones.

Además, discutiendo la fisión de los estados OP de neutrones rápidos:

No he encontrado una referencia para el uranio, pero supongo que debe ser similar.

No es.

Una búsqueda de "sección transversal de absorción de neutrones" arrojará explicaciones más detalladas, pero básicamente la probabilidad de absorción de neutrones depende en gran medida de la energía del neutrón, y para el uranio, es mucho más probable que los neutrones de BAJA energía causen fisión. Estos neutrones se denominan Neutrones Térmicos o Neutrones Lentos.

Hablando de neutrones lentos:

Múltiples tambores de control, ubicados en la región reflectora que rodea el núcleo del reactor, regulan la población de neutrones y el nivel de potencia del reactor.

Estos reflectores mantienen los neutrones ADENTRO en lugar de brindar protección contra los neutrones externos. Los neutrones que nacen de la fisión nacen rápidos. Si disminuyen la velocidad antes de salir del núcleo, es probable que provoquen fisión. Si no disminuyen la velocidad, se escapan del núcleo y no provocan la fisión. Los reflectores de neutrones permiten que el sistema controle esa tasa de fuga: si la tasa de fuga es demasiado alta, reflejan más neutrones de regreso al núcleo para que tengan una segunda oportunidad de causar fisión. Si la tasa de fuga es demasiado baja, refleje menos neutrones hacia el núcleo.

En general, el control de esta tasa de fuga se realiza para controlar la temperatura central: el reactor sigue siendo crítico (estado estable) por diseño, porque un cambio de potencia provoca un cambio en la temperatura que provoca una respuesta física como la expansión/contracción térmica para cambiar la tasa de fuga, lo que significa el sistema vuelve por sí mismo al estado estacionario. Pero es posible que el nuevo estado estable no esté a la temperatura óptima, por lo que un operador ajusta los reflectores/absorbedores en el sistema para devolver el sistema al estado estable a la temperatura que desea.

Como señala Nathan, esto significa que el sistema es dinámicamente estable. Si la radiación cósmica produce algunos neutrones térmicos, el sistema permanecerá en estado estable siempre que la tasa de producción de neutrones sea baja/constante en comparación con otras fuentes de neutrones térmicos.

El flujo de neutrones creado por los rayos cósmicos sería pequeño y, de hecho, facilitaría un poco el control del reactor en términos de economía de neutrones. Cuantos más neutrones no rápidos estén involucrados en un reactor, más lejos se puede alejar de la criticidad rápida mientras se mantiene la reacción, lo que facilita la seguridad. Este ligero beneficio se vería superado por el riesgo de que los componentes electrónicos fallen debido a los rayos cósmicos.

La espalación por protones de alta energía se usa comúnmente para producir neutrones. Este documento ( http://www.iaea.org/inis/collection/NCLCollectionStore/_Public/23/015/23015552.pdf ) tiene un gráfico útil de la energía del protón frente al número de neutrones producidos en un objetivo de tungsteno. Es casi lineal, con unos 20 neutrones por GeV. Esto variará un poco dependiendo del objetivo.

La mayoría de los rayos cósmicos son protones de alrededor de 1 GeV ( https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_ray ). Existen rayos cósmicos de mayor energía, pero por encima de 1 GeV el flujo cae muy rápidamente, por lo que los rayos cósmicos de mayor energía contribuyen con una cantidad insignificante de la energía total. Entonces, aproximemos el flujo de rayos cósmicos como 10 ^ 4 protones de 1 GeV por metro cuadrado por segundo. Supongamos que su reactor espacial es lo suficientemente grande como para recibir el impacto de 10^5 rayos cósmicos por segundo que producen un promedio de 20 neutrones cada uno.

Cada neutrón causa ~0.5 fisiones adicionales cada 10^-4 segundos (porque su reactor es térmico y crítico retardado). Cada fisión tiene alrededor de 200 MeV, por lo que cada neutrón vale 100 MeV cada 10 ^ -4 segundos o 10 ^ 6 MeV / s.

Cálculo final: 10^5 protones/s * 20 neutrones/protón * 10^6MeV/s/neutrón = 2*10^12 MeV/s^2 = 0,32 vatios/s. Por lo tanto, debido a los rayos cósmicos, el nivel de potencia del reactor aumentaría en aproximadamente 0,32 vatios/s, a menos que bajara ligeramente las barras de control para compensar (y, por lo tanto, se alejara un poco más de la criticidad inmediata, lo cual es bueno para la seguridad)

Si el flujo de rayos cósmicos se multiplicó por mil millones debido a volar demasiado cerca de una supernova, entonces podría ser suficiente para causar una fusión, pero en ese escenario, la fusión es probablemente el menor de sus problemas.