La muerte cuántica de las estrellas

La fusión estelar y las supernovas se rigen por interacciones de partículas cuánticas (en escalas masivas). En general, hay muchas formas posibles de que las partículas interactúen, se desintegren, etc., con diversas probabilidades. Para comprender correctamente la física de un sistema, debe tener en cuenta todas las posibilidades (hasta una tolerancia de error en la práctica real).

A menudo se ven frases de la forma "la situación X favorece la reacción Y". Esto significa que las condiciones (X) hacen que la probabilidad de Y sea mayor que cualquier otra reacción posible, pero no equivale a que Y tenga una probabilidad de 1. Algunos pueden preferir usar esta frase cuando la probabilidad de Y es, en cierto sentido, mucho mayor. más grande que cualquier otro evento.

La cadena protón-protón que gobierna la etapa de secuencia principal de una estrella es un excelente ejemplo de por qué no se pueden descartar las reacciones que no son favorecidas. Si lo hiciera, concluiría que nuestro propio sol es incapaz de fusionarse. La reacción 'favorita' de dos protones que interactúan en una estrella como nuestro sol es simplemente rebotar entre sí gracias a la repulsión de Coulomb . Los protones simplemente no tienen suficiente energía para superar esta repulsión a fin de experimentar la fusión. Técnicamente, esta declaración tampoco es una probabilidad 1, sino muy cercana a ella. Pero un túnel cuántico improbableEs posible sortear esta barrera potencial, permitiendo que los protones que interactúan se fusionen cuando chocan perfectamente y los dados los favorecen. Pero un diprotón es inestable. La reacción más favorecida en este estado es que el diprotón se descomponga inmediatamente en dos protones. Pero existe una pequeña posibilidad de que uno de los protones sufra una desintegración beta en un neutrón, momento en el cual tienes un núcleo de helio estable. Que estas cosas sean tan improbables es un factor importante de por qué nuestro sol necesita miles de millones de años para agotar suficiente hidrógeno (también conocido como protones) para iniciar la fusión de helio y salir del escenario principal. Incluso las estrellas muy grandes todavía necesitan millones de años debido a esto.

Entonces, aunque la reacción protón-protón es bastante improbable, las estrellas son simplemente tan inmensas que no solo es una certeza virtual que alguna reacción protón-protón producirá helio, sino que de hecho es una certeza virtual que las reacciones ocurrirán en grandes cantidades. números y continuamente hasta que los reactivos disponibles disminuyan.

En el otro extremo, tenemos las supernovas .. Hay muchas variedades de supernovas, pero los tipos comúnmente conocidos (las capas externas colapsan y luego rebotan violentamente en el núcleo) presentan una pérdida repentina de presión de radiación debido a que ciertas reacciones endotérmicas se vuelven favorables. La producción de hierro a partir de la fusión es la culpable aquí: se necesita más energía para fusionarlo de la que se libera. La fracción de segundo final de la vida de este tipo de estrella es cuando las condiciones favorecen la producción de hierro a través de la fusión. Lo favorece ridículamente, ya que realmente quiero decir que es la última fracción de segundo. Existe una posibilidad inconcebiblemente pequeña de que esta producción de hierro no ocurra durante un período de tiempo elegido, y si se detiene el tiempo suficiente, es probable que la estrella sufra algún otro evento. Vea también la respuesta de David para otra tremendamente improbable, pero técnicamente posible,

Suponga que recolecta 11.0114 gramos de carbono-11, regresa 27.11 horas (80 vidas medias) más tarde y ve en qué se ha convertido su muestra. El resultado más probable: encontrará que tiene 11,0093 gramos de boro-11 y absolutamente nada de carbono 11. Puede encontrar uno o dos átomos de carbono-11 entre esos 11,0093 gramos de boro-11.

¿Qué pasa con otros resultados, por ejemplo, cuál es la probabilidad de que ni uno solo de esos átomos de carbono-11 de Avogadro se descomponga en boro-11 en un intervalo de 27,11 horas?

Es "técnicamente posible" que ninguno de esos átomos de carbono-11 de Avogadro se descomponga en 27,11 horas. La probabilidad de que un solo átomo de carbono-11 no se haya desintegrado en ese intervalo de tiempo es$2^{-80}$. Ese es un número pequeño. La probabilidad de que ni uno solo de esos átomos de carbono-11 del número de Avogadro no se haya desintegrado es$\left(2^{-80}\right)^{6\times 10^{23}}$, o menos de uno de uno en$10^{10^{25}}$. Eso no es solo un número pequeño. La diferencia entre "técnicamente posible" y "no puede suceder" es esencialmente cero.

¿Cómo es esto aplicable? Este resultado es, por ejemplo, aplicable a una enana blanca que roba masa de un par binario y se convierte en una estrella de neutrones en lugar de convertirse en una supernova de tipo 1A cuando la masa de la enana blanca se acerca al límite de Chandrasekhar. Todo lo que se necesita es un pequeño número (tal vez solo uno) de reacciones de fusión carbono-carbono. Las probabilidades de que esto no suceda a medida que la masa se acerque cada vez más al límite de Chandrasekhar no son solo pequeñas. Es más pequeño que más pequeño que pequeño.

Pero es "técnicamente posible".