¿Por qué la reacción nuclear del Sol (u otras estrellas) no consume todo su "combustible" inmediatamente?

El cuello de botella en la fusión solar es lograr que dos núcleos de hidrógeno, es decir, dos protones, se fusionen.

Los protones chocan todo el tiempo en el núcleo del Sol, pero no hay un estado ligado de dos protones porque no hay neutrones que los mantengan juntos. Los protones solo pueden fusionarse si uno de ellos sufre una desintegración beta positiva para convertirse en un neutrón en el momento de la colisión. El neutrón y el protón restante se fusionan para formar un núcleo de deuterio, y este puede reaccionar con otro protón para formar$^{3}\text{He}$. La desintegración beta plus está mediada por la fuerza débil, por lo que es un proceso relativamente lento de todos modos, y la probabilidad de que ocurra la desintegración beta plus en el momento adecuado es extremadamente baja, razón por la cual la fusión de protones es relativamente lenta en el Sol. Se necesitan billones de colisiones protón-protón para formar un solo núcleo de deuterio.

Las bombas de armas de fusión nuclear se fusionan rápidamente porque usan una mezcla de deuterio y tritio. No intentan fusionarse$^{1}\text{H}$para que no tengan el cuello de botella con el que tiene que lidiar el Sol.

Esta es una respuesta que hice, como sugirió John Rennie, cortando y pegando su respuesta y la de dmckee y agregando un poco más de material.

Intervienen cuatro factores:

1. Distribución de velocidades de los núcleos
2. Sección transversal geométrica pequeña para colisiones frontales de núcleos
3. Probabilidad de tunelización mecánica cuántica
4. Para la reacción de pp, se requiere un efecto de fuerza débil

Distribución de velocidades de los núcleos

El interior de una estrella es un gas ionizado caliente a alta presión y temperatura.

Alta temperatura significa una alta energía cinética promedio por partícula, por lo que todos los núcleos de los átomos están zumbando muy rápido (aunque por una distancia relativamente corta entre colisiones porque el gas es muy denso).

Lo que pasa es que no todos van zumbando a la misma velocidad, por casualidad algunos van rápido y otros van lento. Es como la curva normal para los grados de coeficiente intelectual o lo que sea. La gran mayoría de los átomos tienen velocidades muy promedio y solo unos pocos van mucho más rápido o mucho más lento que el promedio.

Lo que significa que una estrella es "lo suficientemente caliente" es que si dos de los núcleos muy, muy rápidos chocan de frente, entonces puede haber un evento de fusión.

Pequeña sección transversal geométrica

Esas partículas muy rápidas no solo son raras, sino que tienen que chocar de frente. Esto no sucede a menudo.

tunelización

Incluso las partículas más rápidas no tienen suficiente energía para superar la repulsión eléctrica. Por lo tanto, la fusión solo puede ocurrir a través de túneles mecánicos cuánticos, que es un proceso de baja probabilidad.

Se requiere interacción débil

Otro cuello de botella es lograr que dos núcleos de hidrógeno, es decir, dos protones, se fusionen.

Los protones chocan todo el tiempo en el núcleo del Sol, pero no hay un estado ligado de dos protones porque no hay neutrones que los mantengan juntos. Los protones solo pueden fusionarse si uno de ellos sufre una desintegración beta positiva para convertirse en un neutrón en el momento de la colisión. El neutrón y el protón restante se fusionan para formar un núcleo de deuterio, y este puede reaccionar con otro protón para formar$^3$Él. La desintegración beta plus está mediada por la fuerza débil, por lo que es un proceso relativamente lento de todos modos, y la probabilidad de que ocurra la desintegración beta plus en el momento adecuado es extremadamente baja, razón por la cual la fusión de protones es relativamente lenta en el Sol. Se necesitan billones de colisiones protón-protón para formar un solo núcleo de deuterio.

Las bombas de armas de fusión nuclear se fusionan rápidamente porque usan una mezcla de deuterio y tritio. No intentan fusionarse$^1$H para que no tengan el cuello de botella con el que tiene que lidiar el Sol.

Equilibrio estable

Los factores anteriores explican por qué, dadas las condiciones predominantes de temperatura y presión en el núcleo del sol, obtenemos una velocidad de reacción tan lenta. La respuesta de MariusMatutiae explica cómo se produce este conjunto particular de condiciones. El sol está en un equilibrio estable y actúa como un termostato.

Las condiciones en el centro del Sol son muy diferentes a las de una bomba termonuclear. La primera bomba termonuclear utilizó deuterio como secundario. El Sol tiene que crear deuterio antes de llegar a esta etapa. Es la creación de deuterio el cuello de botella en la fusión que ocurre dentro del Sol. Las bombas posteriores utilizaron deuteruro de litio, que es incluso más fácil de fusionar que el deuterio.

La fusión dentro de nuestro Sol es un proceso increíblemente lento. Nuestro Sol no es caliente y brillante porque produce una enorme cantidad de energía por unidad de volumen. Una pila de compost caliente produce más energía por unidad de volumen que el núcleo del Sol. Nuestro Sol es cálido y brillante debido al gran volumen sobre el que se produce esa pequeña cantidad de energía por unidad de volumen.

La fusión es lenta en nuestro Sol porque se necesita una gran cantidad de energía para hacer que dos protones se fusionen para formar deuterio. Una vez que dos protones se han fusionado con éxito para formar deuterio, el resto de la cadena protón-protón (cadena pp ) que finalmente produce helio-4 avanza a buen ritmo.

Entonces, ¿por qué la fusión protón-protón en nuestro Sol es tan lenta? Dos protones tienen que acercarse a unos ^10-15 metros para que la fuerza nuclear fuerte de corto alcance tome el control y haga que esos dos protones se fusionen para formar deuterio. La cantidad de energía necesaria para superar la repulsión de Coulomb entre dos protones es inmensa. La velocidad cuadrática media de la raíz de los protones a 15,6 millones de Kelvin es de unos 600 kilómetros por segundo. Eso no es suficiente energía para superar esa repulsión de Coulomb. Solo los protones del extremo superior de la distribución de Maxwell-Boltzmann a 15,6 millones de Kelvin tienen suficiente energía para superar esa repulsión de Coulomb y acercar dos protones en colisión lo suficiente como para permitir que la fuerza fuerte tome el control.

En nuestro Sol, la probabilidad de fusión por colisión es sólo$2\times10^{-31}$. La presión y la temperatura son mayores en estrellas un poco más grandes, lo que aumenta la probabilidad de que dos protones en colisión se fusionen. Un método diferente para producir helio a partir de hidrógeno ocurre en estrellas aún más grandes, el ciclo CNO. Este proceso es aún más sensible a la temperatura que la cadena pp . Una pequeña cantidad del helio producido en nuestro Sol resulta del ciclo CNO. La mayor parte resulta de la cadena pp .

En estrellas grandes, aquellas con una masa superior a 1,3 masas solares, el ciclo CNO domina sobre la cadena pp porque la fusión protón-protón sigue siendo bastante difícil de lograr incluso en esas estrellas grandes. El cuello de botella en el ciclo CNO se convierte en un cuello de botella mucho menor en las estrellas grandes. El ciclo CNO es, con mucho, el método dominante de producción de helio en estrellas muy grandes. Esas estrellas muy grandes no viven mucho tiempo en comparación con nuestro Sol, pero aún viven mucho más que un dispositivo termonuclear.

La premisa de que el sol tiene las mismas condiciones en todo momento es incorrecta. En su mayor parte, las condiciones (temperatura y presión) necesarias para que ocurra la fusión nuclear solo se encuentran dentro de una pequeña región en el núcleo.

Por ejemplo, cuando se produce la fusión de hidrógeno y se crea helio, dado que ese helio es más pesado, tiende a fusionarse como núcleo. En las estrellas regulares, este helio no alcanzará las condiciones de fusión durante miles de millones de años (hasta que la estrella se convierta en una gigante roja), ya que las condiciones para la fusión del helio son mucho más intensas que las de la fusión del hidrógeno. Alrededor de esta bola de helio, tendrá un frente de fusión, una región donde ocurrirá la fusión de hidrógeno, y el producto de helio (en su mayor parte) se depositará en el núcleo en formación. Para estrellas más grandes que pueden tener múltiples etapas de fusión, en realidad pueden ocurrir múltiples capas de fusión.

Las etapas que se muestran aquí son solo el caso de las estrellas más masivas, mientras que para una gigante roja solo se formará una capa de helio alrededor de un núcleo de carbono.

Es bueno recordar que la fusión se produce en respuesta a los intentos de la gravedad de comprimir la masa de la estrella en un agujero negro. La contramedida a esta compresión es la fusión, y la estrella solo empuja hacia atrás (aproximadamente) sin importar la fuerza que necesite para evitar una mayor compresión. Se requerirían enormes cantidades de energía (ya radiada) para expandir el diámetro de una estrella unos pocos kilómetros, y si una estrella se expandiera, mucha actividad de fusión disminuiría en la estrella hasta que alcance un equilibrio nuevamente que proporcione suficiente fusión para soportar la estrella. La barrera requerida para que la estrella se fusione por completo generalmente no está presente durante el ciclo de vida de una estrella. Sin embargo, hay un caso en el que ocurre lo que más o menos esperas: una Supernova.

Una pequeña mirada a esta tabla de Exploring the Universe (Cengage) nos muestra cuánto tiempo cada combustible puede sustentar una estrella, pero notará que el hierro no figura allí.

La energía de enlace nuclear (energía neta de una reacción nuclear) llega a su límite en Iron, y ocurre algo interesante, el núcleo de hierro-níquel no logra sostener a la estrella en absoluto. En el último segundo de la vida de una estrella (pre-supernova), este núcleo de hierro se expande al tamaño de la tierra (con la masa de nuestro sol).

Dado que la fusión de hierro no proporciona ningún apoyo a los niveles más altos de la estrella, todos comienzan a comprimirse sin control. La fusión comienza a ocurrir en toda la estrella en el proceso s y el proceso r a medida que comienza a ocurrir una fusión descontrolada en toda la estrella. Las enormes cantidades de energía en toda la estrella comienzan a crear cada elemento natural que hemos encontrado y, a medida que la estrella libera energía rápidamente, las capas superiores chocan y rebotan desde el núcleo, desgarrando la estrella en una liberación masiva de energía. Es solo en estas condiciones, donde una estrella finalmente ha perdido su lucha contra la gravedad, que una enorme ola de fusión destroza la estrella.

Resumen:

El material debe ser muy denso para fusionarse, ya medida que se fusionan producen energía. Esta energía adicional expande la estrella y la disminución de la densidad ralentiza la reacción. Siempre que la estrella fusione elementos más livianos que el hierro, la energía de enlace nuclear nos muestra que esa energía se agrega a la estrella. La expansión del calor producido por la fusión forma un equilibrio con la fuerza gravitatoria que comprime la estrella. Una vez que se produce la fusión del hierro, esa fusión dejará rápidamente de suministrar calor y, dado que la generación de calor ya no compensará el aumento de densidad debido a la gravedad, la estrella comenzará a comprimirse rápidamente y creará la única instancia (temporal) en la que se produce una fusión estelar amplia. ocurriendo (procesos s y r) cuando la estrella se convierte en supernova.

Ninguna de estas respuestas parece explicar correctamente por qué el Sol difiere de una bomba nuclear.

La razón es que cualquier estrella, incluido el Sol, actúa como un termostato . Si el Sol produjera más energía de la que puede irradiar, la energía así liberada lo calentaría más; un gas caliente se expande y simultáneamente se enfría. Ambos factores (densidades más bajas y temperaturas más bajas) contribuirían entonces a reducir la tasa de generación de energía nuclear.

Por el contrario, si el Sol produjera menos energía de la que irradia, entonces se contraería; en una contracción aumenta la temperatura, y ambos factores (mayores densidades y mayores temperaturas) conducen a un aumento en la producción de energía nuclear, restableciendo así nuevamente el equilibrio.

Este es exactamente el comportamiento de un termostato. A menudo se dice que la estructura de una estrella no está dictada por las fuentes nucleares involucradas, sino por la extensión de su envoltura. La razón de esto se ha descrito anteriormente: la tasa de generación de energía nuclear simplemente se adapta a lo que exigen los procesos de transferencia de energía de las estrellas.

Por otro lado, la materia dentro de una bomba nuclear no puede expandirse y enfriarse si se produce energía en exceso; en realidad, ocurre exactamente lo contrario: la materia fisionable se dispone de tal manera que la explosión de fusión inicial calienta y comprime el material de fusión para asegurarse de que la reacción de fusión pueda proceder sin impedimentos. Y esto es exactamente lo contrario de los interiores de una estrella.

Este proceso se describe en casi cualquier lugar, incluido el libro ahora obsoleto de Martin Schwarzschild, Estructura y evolución de las estrellas , y también en línea, consulte el párrafo titulado Un termostato estelar aquí :

El interior de una estrella es un gas ionizado caliente a alta presión y temperatura.

Alta temperatura significa alta energía cinética promedio por partícula, por lo que todos los núcleos de los átomos están zumbando muy rápido (aunque en distancias relativamente cortas entre colisiones porque el gas es muy denso).

Lo que pasa es que no todos van zumbando a la misma velocidad, por casualidad algunos van rápido y otros van lento. Es como la curva normal de calificaciones o coeficiente intelectual o lo que sea. La gran mayoría de los átomos tienen velocidades muy promedio y solo unos pocos van mucho más rápido o mucho más lento que el promedio.

Lo que significa que una estrella es "lo suficientemente caliente" es que si dos de los núcleos muy, muy rápidos chocan entre sí, puede haber un evento de fusión.

Debido a que esas partículas muy rápidas son raras y debido a que tienen que chocar de frente, esto no sucede a menudo, lo que significa que las escalas de tiempo en las que la estrella puede quemar una cantidad significativa de combustible son muy largas.

La fusión, como ocurre dentro de las estrellas, es de hecho muy diferente a lo que ocurre en una bomba.

Una "bomba H" es en realidad una mezcla de fisión y fusión. La parte de fisión funciona en una reacción en cadena : cuando un núcleo fisionable absorbe un neutrón, vibra locamente y luego se divide en varios componentes, en particular dos o tres neutrones. Estos neutrones adicionales continúan rompiendo otros núcleos. Cuando se alcanza la "masa crítica", un promedio de más de uno de estos neutrones desencadena una mayor fisión, lo que lleva a una reacción que aumenta exponencialmente.

Cuando desea realizar una fusión, debe convencer a los núcleos cargados positivamente de que se acerquen lo suficiente entre sí para que la interacción fuerte supere la repulsión electrostática. En la fusión controlada , como se busca en experimentos en curso como ITER , se usa calor: la alta energía cinética inducida por el intenso calor es suficiente para unir los núcleos. El confinamiento magnético se utiliza para evitar que el plasma caliente se expanda. Esto es también lo que sucede dentro de una estrella: la gravitación mantiene la presión. Todo esto hace que la fusión sea lenta .

En una bomba H, aunque efectivamente hay mucho calor, este mecanismo no contribuye en cantidades no despreciables a la fusión. Toda la explosión implica una bola de fuego que se expande demasiado rápido; no hay nada que mantenga los núcleos lo suficientemente cerca. En cambio, el primario (el núcleo de fisión) produce una gran cantidad de fotones de alta energía (rayos X) que viajan a la velocidad de la luz, es decir, mucho más rápido que los neutrones emitidos, e incluso más que la onda de choque. Estos fotones, cuando llegan al combustible de deuterio-tritio, inducen la fusión (ceden suficiente energía a los núcleos para hacerlos bailar como John Travolta y chocar con sus vecinos). La energía de fusión se suma a la bola de fuego resultante y, lo que es más importante, emite una gran cantidad de neutrones adicionales que inducen mucha más fisión en la secundaria (que nuevamente usa fisión).

Por lo tanto, las bombas H explotan rápido porque no son, de hecho, motores de calor/confinamiento. En su lugar, utilizan la reacción en cadena basada en la fisión para obtener una gran cantidad de rayos X y neutrones en muy poco tiempo; las reacciones de fusión se suman al rendimiento del arma, pero su uso principal es producir neutrones adicionales para que ocurra más fisión. En una bomba H moderna, la fusión y la fisión aportan cantidades similares de energía al rendimiento total. La explicación común de las bombas H como "una bomba atómica que desencadena una reacción basada en la fusión mucho más fuerte" es errónea.

La página de Wikipedia sobre diseños de armas nucleares es un buen lugar para comenzar a leer sobre el tema; incluye buenos esquemas y muchos punteros.

Dentro de una estrella, existe un equilibrio entre la presión de la gravedad y la expansión del calor. El núcleo de la estrella permanece exactamente a la temperatura correcta donde el calor de las reacciones de fusión contrarresta la gravitación. Si la estrella es más grande, hay más gravitación, por lo tanto, más calor y más reacciones, por lo que las estrellas más grandes viven menos tiempo (las estrellas muy grandes tendrán una vida de unos pocos millones de años, en lugar de unos pocos miles de millones para estrellas más pequeñas como nuestro Sol).

Otros han señalado que la cadena protón-protón que funciona en la mayoría de las estrellas incluye un paso lento: cuando dos protones se fusionan, por lo general no se quedan allí y se separan nuevamente, reabsorbiendo la energía de fusión. Para que los protones se adhieran, uno de ellos tiene que transformarse en un neutrón (emitiendo un positrón con la carga positiva), un proceso que involucra la interacción débil y tiene solo una probabilidad muy pequeña de ocurrir.

Esta particularidad explica por qué las estrellas masivas explotan en supernovas. Durante la mayor parte de su vida (millones de años), la estrella consume su hidrógeno con la cadena protón-protón. Cuando se ha producido suficiente helio, el proceso alfa y triple-alfa comienza a hacerse cargo, y luego otros mecanismos de fusión, que son sustancialmente más rápidos. Luego, las cosas suceden en unas pocas horas, un tiempo muy corto en comparación con los millones de años anteriores, pero aún mucho más largo que los microsegundos durante los cuales detona una bomba H.

Resumen: las estrellas duran millones o miles de millones de años, en lugar de meras horas , debido al paso de interacción débil en la cadena protón-protón. Las bombas H explotan en microsegundos, en lugar de horas, porque dependen de una reacción en cadena basada en la fisión, que permite una cascada exponencial.

Porque las estrellas no están confinadas .

Como dice @MariusMatutiae, la fusión en una estrella se mantiene en equilibrio mediante el termostato de presión versus gravedad. Un aparato aún más apto para la analogía es una planta de energía nuclear. En la energía de fisión nuclear, las barras de control u otros mecanismos ajustan la concentración para evitar la explosión. El material fisionable se coloca en un equilibrio preciso apenas por debajo de la masa crítica, evitando el tren fuera de control de retroalimentación positiva que consumiría el combustible rápidamente.

En una estrella, las tasas de fusión termonuclear se equilibran con el avance rápido de la expansión térmica contra la fuerza de la gravedad. En lugar de separar las barras de control para reducir la velocidad de reacción como en la energía nuclear, el calor se expande y disminuye la concentración de materiales fusionables.

En una bomba termonuclear, el combustible se confina deliberadamente mediante procesos muy elaborados (y algo secretos ), para el uso rápido del combustible.

En una nova o supernova, se altera el equilibrio y parte del combustible queda confinado (p. ej., por la gravedad de una estrella compañera densa) y se consume rápidamente.