Dlaczego reakcja jądrowa Słońca (lub innych gwiazd) nie zużywa natychmiast całego swojego „paliwa”?

Question

view on stackexchange narkive permalink

Temperatura i ciśnienie w całym Słońcu osiągają punkt krytyczny, aby rozpocząć reakcje jądrowe - nie ma powodu, aby proces reakcji zajmował tak dużo czasu.

Podobnie jak bomba atomowa zakończy całą reakcję w ciągu 10 ^ {- 6} $ sekund.

Dlaczego większość wodoru Słońca nadal nie reaguje, mimo że osiąga punkt krytyczny i dlaczego gwiazdy potrzebują miliardów lat, aby zabrakło paliwa?

Answer 1

view on stackexchange narkive permalink

Wąskie gardło w fuzji słonecznej polega na tym, że dwa jądra wodoru, tj. dwa protony, łączą się ze sobą.

Protony zderzają się cały czas w jądrze Słońca, ale nie ma stanu związanego dwóch protonów, ponieważ nie ma żadnych neutronów, które utrzymywałyby je razem. Protony mogą się łączyć tylko wtedy, gdy jeden z nich ulegnie rozpadowi beta plus i stanie się neutronem w momencie zderzenia. Neutron i pozostały proton łączą się, tworząc jądro deuteru, a to może reagować z innym protonem, tworząc $ ^ {3} \ text {He} $. W rozpadzie beta plus pośredniczy słaba siła, więc i tak jest to stosunkowo powolny proces, a prawdopodobieństwo rozpadu beta plus we właściwym czasie jest niezwykle niskie, dlatego fuzja protonów jest stosunkowo wolna w Słońcu. Potrzeba miliardów zderzeń proton-proton, aby utworzyć jedno jądro deuteru.

Bomby z bronią termojądrową szybko się łączą, ponieważ wykorzystują mieszaninę deuteru i trytu. Nie próbują łączyć $ ^ {1} \ text {H} $, więc nie mają wąskiego gardła, z którym musi sobie radzić Słońce.

Answer 2

view on stackexchange narkive permalink

Oto odpowiedź, której udzieliłem, zgodnie z sugestią Johna Renniego, wycinając i wklejając jego odpowiedź oraz dmckee i dodając trochę więcej materiału.

W grę wchodzą cztery czynniki:

1. Rozkład prędkości jąder
2. Mały przekrój geometryczny dla czołowych zderzeń jąder
3. Kwantowo-mechaniczne prawdopodobieństwo tunelowania
4. W przypadku reakcji pp wymagany jest efekt słabej siły

Rozkład prędkości jąder

Wnętrze gwiazdy to gorący zjonizowany gaz pod wysokim ciśnieniem i temperatura.

Wysoka temperatura oznacza wysoką średnią energię kinetyczną na cząsteczkę, więc wszystkie jądra atomów wirują bardzo szybko (choć na stosunkowo krótkich dystansach między zderzeniami, ponieważ gaz jest tak gęsty).

Chodzi o to, że nie wszystkie wirują z tą samą prędkością, przez przypadek, niektóre pędzą szybko, a inne wolno. To jest jak normalna krzywa dla stopni IQ czy czegoś takiego. Ogromna większość atomów ma bardzo średnie prędkości, a tylko nieliczne poruszają się znacznie szybciej lub znacznie wolniej od średniej.

Dla gwiazdy bycie „wystarczająco gorącą” oznacza, że ​​jeśli dwie bardzo, bardzo szybkie jądra wbijają się w siebie, wtedy może nastąpić fuzja.

Mały przekrój geometryczny

Nie tylko te bardzo szybkie cząstki są rzadkie, ale muszą uderzyć czołowo. Nie zdarza się to często.

Tunelowanie

Nawet najszybsze cząstki nie mają wystarczającej energii, aby pokonać odpychanie elektryczne. Dlatego fuzja może nastąpić tylko poprzez tunelowanie kwantowo-mechaniczne, co jest procesem o niskim prawdopodobieństwie.

Wymagana słaba interakcja

Kolejnym wąskim gardłem jest uzyskanie dwóch jąder wodoru, tj. Dwóch protonów, do połączą się razem.

Protony zderzają się cały czas w jądrze Słońca, ale nie ma stanu związanego dwóch protonów, ponieważ nie ma żadnych neutronów, które utrzymywałyby je razem. Protony mogą się łączyć tylko wtedy, gdy jeden z nich ulegnie rozpadowi beta plus i stanie się neutronem w momencie zderzenia. Neutron i pozostały proton łączą się, tworząc jądro deuteru, a to może reagować z innym protonem, tworząc $ ^ 3 $ He. W rozpadzie beta plus pośredniczy słaba siła, więc i tak jest to stosunkowo powolny proces, a prawdopodobieństwo rozpadu beta plus we właściwym czasie jest niezwykle niskie, dlatego fuzja protonów jest stosunkowo wolna w Słońcu. Potrzeba miliardów zderzeń proton-proton, aby utworzyć jedno jądro deuteru.

Bomby z bronią termojądrową szybko się łączą, ponieważ wykorzystują mieszaninę deuteru i trytu. Nie próbują łączyć $ ^ 1 $ H, więc nie mają wąskiego gardła, z którym musi sobie radzić Słońce.

Stabilna równowaga

Powyższe czynniki wyjaśniają dlaczego, biorąc pod uwagę panujące warunki temperatury i ciśnienia w jądrze Słońca, otrzymujemy tak małą szybkość reakcji. Odpowiedź MariusMatutiae wyjaśnia, jak powstaje ten konkretny zestaw warunków. Słońce jest w stabilnej równowadze i działa jak termostat.

Answer 3

view on stackexchange narkive permalink

Warunki w jądrze Słońca bardzo różnią się od tych w bombie termojądrowej. Pierwsza bomba termojądrowa wykorzystywała deuter jako wtórny. Słońce musi wytworzyć deuter przed osiągnięciem tego etapu. To tworzenie deuteru jest wąskim gardłem w fuzji zachodzącej wewnątrz Słońca. Późniejsze bomby wykorzystywały deuterek litu, który jest nawet łatwiejszy do stopienia niż deuter.

Fuzja wewnątrz naszego Słońca jest niezwykle powolnym procesem. Nasze Słońce nie jest gorące i jasne, ponieważ wytwarza ogromną ilość energii na jednostkę objętości. Ciepły stos kompostu wytwarza więcej energii na jednostkę objętości niż jądro Słońca. Nasze Słońce jest gorące i jasne z powodu dużej objętości, w której wytwarzana jest ta niewielka ilość energii na jednostkę objętości.

Fuzja zachodzi w naszym Słońcu powoli, ponieważ połączenie dwóch protonów wymaga dużej ilości energii tworząc deuter. Gdy dwa protony z powodzeniem połączą się w deuter, reszta łańcucha proton-proton (łańcuch pp ), który ostatecznie wytwarza hel-4, przebiega szybko.

Więc dlaczego proton- fuzja protonów w naszym Słońcu tak wolna? Dwa protony muszą dotrzeć na odległość około 10 ^-15 metrów, aby silna siła jądrowa bliskiego zasięgu przejęła kontrolę i spowodowała, że ​​te dwa protony stopiły się i utworzyły deuter. Ilość energii potrzebnej do przezwyciężenia odpychania Coulomba między dwoma protonami jest ogromna. Średnia prędkość kwadratowa protonów przy 15,6 miliona kelwinów wynosi około 600 kilometrów na sekundę. To za mało energii, by pokonać odpychanie Coulomba. Tylko te protony z bardzo, bardzo górnego końca rozkładu Maxwella-Boltzmanna przy 15,6 miliona kelwinów mają wystarczająco dużo energii, aby przezwyciężyć odpychanie Coulomba i zbliżyć dwa zderzające się protony wystarczająco blisko siebie, aby silna siła mogła przejąć kontrolę.

W naszym Słońcu prawdopodobieństwo fuzji na kolizję wynosi tylko 2 $ \ times10 ^ {- 31} $. Ciśnienie i temperatura są większe w nieco większych gwiazdach, co zwiększa prawdopodobieństwo stopienia się dwóch zderzających się protonów. Inna metoda produkcji helu z wodoru występuje w jeszcze większych gwiazdach - cykl CNO. Ten proces jest nawet bardziej wrażliwy na temperaturę niż łańcuch p-p . Niewielka ilość helu wytwarzanego w naszym Słońcu jest wynikiem cyklu CNO. Większość z nich wynika z łańcucha pp .

W dużych gwiazdach, o masie większej niż 1,3 masy Słońca, cykl CNO dominuje nad pp łańcuch, ponieważ fuzja proton-proton jest raczej trudna do osiągnięcia, nawet w tych dużych gwiazdach. Wąskie gardło w cyklu CNO staje się znacznie mniej wąskim gardłem w dużych gwiazdach. Cykl CNO jest zdecydowanie dominującą metodą produkcji helu w bardzo dużych gwiazdach. Te bardzo duże gwiazdy nie żyją zbyt długo w porównaniu do naszego Słońca, ale nadal żyją o wiele dłużej niż urządzenie termojądrowe.

Answer 4

view on stackexchange narkive permalink

Założenie, że słońce przez cały czas ma takie same warunki, jest błędne. W przeważającej części warunki (temperatura i ciśnienie) niezbędne do zajścia fuzji jądrowej występują tylko w niewielkim obszarze jądra.

Na przykład, gdy zachodzi fuzja wodoru i tworzy hel, ponieważ hel jest cięższy, ma tendencję do zlepiania się jako rdzeń. W zwykłych gwiazdach hel nie osiągnie warunków fuzji przez miliardy lat (aż gwiazda stanie się czerwonym olbrzymem), ponieważ warunki fuzji helu są znacznie bardziej intensywne niż fuzja wodorowa. Wokół tej kuli helu będziesz miał front fuzyjny, obszar, w którym nastąpi fuzja wodoru, a produkt helowy (w większości) osadza się na formującym rdzeniu. W przypadku większych gwiazd, które mogą mieć wiele etapów fuzji, w rzeczywistości może wystąpić wiele warstw fuzji. ​​

Etapy pokazane tutaj dotyczą tylko najbardziej masywnych gwiazd, podczas gdy dla czerwonego olbrzyma wokół rdzenia węglowego tworzy się tylko powłoka helowa.

Warto zapamiętać, że fuzja zachodzi w odpowiedzi na próby grawitacji ściśnięcia masy gwiazdy w czarną dziurę. Przeciwdziałaniem tej kompresji jest fuzja, a gwiazda odpycha się (w przybliżeniu) tylko tak mocno, jak to konieczne, aby zapobiec dalszej kompresji. Ogromne ilości (już wypromieniowanej) energii byłyby potrzebne do rozszerzenia średnicy gwiazdy o kilka kilometrów, a jeśli gwiazda miałaby się rozszerzyć, tak duża aktywność fuzji zmniejszyłaby się w gwieździe, aż ponownie osiągnie równowagę, która zapewni wystarczającą fuzję do utrzymania gwiazda. Bariera wymagana do uzyskania pełnej fuzji gwiazdy na ogół nie występuje w cyklu życia gwiazdy. Jest jednak jeden przypadek, w którym występuje mniej więcej to, czego oczekujesz: supernowa.

Rzut oka na tę tabelę z Exploring the Universe (Cengage) pokazuje nam, jak długo każde paliwo może utrzymać gwiazdę, ale zauważysz, że nie ma tam żelaza.

Energia wiązania jądra (energia netto reakcji jądrowej) osiąga granicę w żelazie i dzieje się coś interesującego, rdzeń żelazowo-niklowy w ogóle nie obsługuje gwiazdy. W ostatniej sekundzie życia gwiazdy (przed supernową) ten żelazny rdzeń rozszerza się do rozmiarów Ziemi (wraz z masą naszego Słońca).

Ponieważ fuzja żelaza nie zapewnia żadnego wsparcia dla wyższych poziomów gwiazdy, wszystkie zaczynają się kompresować w niekontrolowany sposób. Fuzja zaczyna zachodzić w całej gwieździe w procesie s i r, gdy niekontrolowana fuzja zaczyna zachodzić w całej gwieździe. Ogromne ilości energii w całej gwieździe zaczynają tworzyć każdy naturalny pierwiastek, który napotkaliśmy, a gdy gwiazda gwałtownie uwalnia energię, górne warstwy zderzają się i odbijają od jądra, rozrywając gwiazdę na strzępy w potężnym uwolnieniu energii. Tylko w takich warunkach, w których gwiazda ostatecznie przegrała walkę z grawitacją, ogromna fala fuzji rozrywa ją na strzępy.

Podsumowanie:

Materiał musi być bardzo gęsty, aby mógł ulec stopieniu, a stapiając się, wytwarza energię. Ta dodatkowa energia rozszerza gwiazdę, a spadek gęstości spowalnia reakcję. Dopóki gwiazda stapia pierwiastki lżejsze niż żelazo, energia wiązania jądra pokazuje nam, że ta energia jest dodawana do gwiazdy. Ekspansja z ciepła wytwarzanego przez fuzję tworzy równowagę z siłą grawitacji ściskającą gwiazdę. Gdy dojdzie do fuzji żelaza, fuzja ta szybko nie będzie już dostarczać ciepła, a ponieważ wytwarzanie ciepła nie będzie już równoważyć wzrostu gęstości spowodowanego grawitacją, gwiazda szybko zacznie się kompresować i stworzy jedyny (tymczasowy) przypadek, w którym występuje fuzja szeroka zachodzące (procesy sir), gdy gwiazda przechodzi w stan supernowej.

Answer 5

view on stackexchange narkive permalink

Żadna z tych odpowiedzi nie wydaje się poprawnie wyjaśniać, dlaczego Słońce różni się od bomby atomowej.

Powodem jest to, że każda gwiazda, w tym Słońce, działa jak termostat . Gdyby Słońce wyprodukowało więcej energii, niż może wypromieniować, uwolniona w ten sposób energia sprawiłaby, że byłoby cieplejsze; gorący gaz rozszerza się i jednocześnie chłodzi. Oba czynniki (niższe gęstości i niższe temperatury) przyczyniłyby się wówczas do zmniejszenia tempa wytwarzania energii jądrowej.

I odwrotnie, gdyby Słońce wyprodukowało mniej energii niż promieniuje, to by się kurczyło; w okresie skurczu temperatura wzrasta, a oba czynniki (większe gęstości i wyższe temperatury) prowadzą do wzrostu produkcji energii jądrowej, przywracając tym samym ponownie równowagę.

Dokładnie tak zachowuje się termostat. Często mówi się, że o budowie gwiazdy decydują nie źródła jądrowe, ale rozmiar jej otoczki. Przyczyna tego została opisana powyżej: tempo wytwarzania energii jądrowej po prostu dostosowuje się do tego, czego wymagają procesy transferu energii gwiazd.

Z drugiej strony, materia wewnątrz bomby atomowej nie może się rozszerzać i ochładzać, jeśli energia jest wytwarzana w nadmiarze; w rzeczywistości jest dokładnie odwrotnie: materia rozszczepialna jest usuwana w taki sposób, że początkowa eksplozja termojądrowa ogrzewa i ściska materiał termojądrowy, aby upewnić się, że reakcja syntezy może przebiegać bez przeszkód. A to jest dokładnie przeciwieństwem wnętrza gwiazdy.

Ten proces jest opisany prawie wszędzie, w tym w przestarzałej książce Martina Schwarzschilda, Struktura i ewolucja gwiazd, a także w Internecie, zobacz akapit zatytułowany Termostat gwiazdowy tutaj -

Answer 6

view on stackexchange narkive permalink

Wnętrze gwiazdy to gorący, zjonizowany gaz pod wysokim ciśnieniem i temperaturą.

Wysoka temperatura oznacza wysoką średnią energię kinetyczną na cząsteczkę, więc wszystkie jądra atomów wirują bardzo szybko (chociaż dla stosunkowo krótkich odległości między zderzeniami, ponieważ gaz jest tak gęsty).

Rzecz w tym, że nie wszystkie śmigają z tą samą prędkością, przez przypadek, niektóre poruszają się szybko, a inne wolno. To jest jak normalna krzywa dla stopni, IQ czy tak dalej. Ogromna większość atomów ma bardzo średnie prędkości, a tylko nieliczne poruszają się znacznie szybciej lub znacznie wolniej od średniej.

Dla gwiazdy bycie „wystarczająco gorącą” oznacza, że ​​jeśli dwie bardzo, bardzo szybkie jądra uderzają się w siebie, może dojść do fuzji. ​​

Ponieważ te bardzo szybkie cząstki są rzadkie, a ponieważ muszą uderzać czołowo, nie zdarza się to często, co oznacza że skale czasowe, w których gwiazda może spalić znaczną ilość paliwa, są bardzo długie.

Answer 7

view on stackexchange narkive permalink

Fuzja, która zachodzi w gwiazdach, jest w rzeczywistości bardzo różna od tego, co dzieje się w bombie.

„Bomba wodorowa” jest w rzeczywistości mieszaniną rozszczepienia i fuzji. Część rozszczepienia działa na zasadzie reakcji łańcuchowej : kiedy jądro rozszczepialne absorbuje neutron, wibruje szaleńczo, a następnie dzieli się na kilka składników, w szczególności na dwa lub trzy neutrony. Te dodatkowe neutrony rozbijają inne jądra. Po osiągnięciu „masy krytycznej” średnio więcej niż jeden z tych neutronów wyzwala dalsze rozszczepienie, prowadząc do wykładniczo rosnącej reakcji.

Jeśli chcesz wykonać fuzję, musisz przekonać dodatnio naładowane jądra, aby zbliżyły się do siebie dostatecznie blisko siebie, aby zapewnić silną interakcję, aby przezwyciężyć odpychanie elektrostatyczne. W kontrolowanej fuzji , której poszukuje się w trwających eksperymentach, takich jak ITER, wykorzystywane jest ciepło: wysoka energia kinetyczna indukowana przez silne ciepło wystarcza, aby zepchnąć jądra razem. Uwięzienie magnetyczne zapobiega rozszerzaniu się gorącej plazmy. To samo dzieje się w gwiazdach: grawitacja utrzymuje ciśnienie. Wszystko to powoduje powolną fuzję.

W bombie wodorowej, chociaż jest rzeczywiście dużo ciepła, ten mechanizm nie przyczynia się w nieistotnych ilościach do fuzji . Cała eksplozja oznacza kulę ognia, która rozszerza się zbyt szybko; nie ma nic, co mogłoby utrzymać jądra wystarczająco blisko siebie. Zamiast tego pierwotny (rdzeń rozszczepienia) wytwarza wiele wysokoenergetycznych fotonów (promieni rentgenowskich), które przemieszczają się z prędkością światła, tj. Znacznie szybciej niż emitowane neutrony, a nawet więcej niż fala uderzeniowa. Te fotony, kiedy docierają do paliwa deuter-tryt, indukują fuzję (dostarczają wystarczającą ilość energii do jąder, aby tańczyły jak John Travolta i wpadały na swoich sąsiadów). Energia fuzyjna dodaje się do powstałej kuli ognia i, co najważniejsze, emituje dużo dodatkowych neutronów, które indukują o wiele więcej rozszczepienia w części wtórnej (która ponownie wykorzystuje rozszczepienie).

Zatem bomby wodorowe eksplodują szybko, ponieważ w rzeczywistości nie są silnikami cieplnymi / ograniczającymi. Zamiast tego wykorzystują reakcję łańcuchową opartą na rozszczepieniu, aby uzyskać dużo promieniowania rentgenowskiego i neutronów w bardzo krótkim czasie; reakcje fuzji zwiększają wydajność broni, ale ich głównym zastosowaniem jest wytwarzanie dodatkowych neutronów, które powodują więcej rozszczepienia. W nowoczesnej bombie wodorowej synteza i rozszczepienie mają podobne ilości energii do całkowitej wydajności. Powszechne wyjaśnienie bomby wodorowej jako „bomby atomowej, która wywołuje znacznie silniejszą reakcję termojądrową” jest błędne.

Strona Wikipedii poświęcona projektom broni jądrowej to dobra miejsce do rozpoczęcia czytania na dany temat; zawiera ładne schematy i wiele wskazówek.

---

Wewnątrz gwiazdy istnieje równowaga między ciśnieniem grawitacyjnym a rozszerzaniem pod wpływem ciepła. Jądro gwiazdy pozostaje w dokładnie takiej temperaturze, w której ciepło z reakcji fuzji przeciwdziała grawitacji. Jeśli gwiazda jest większa, występuje większa grawitacja, a tym samym więcej ciepła i więcej reakcji, dlatego też większe gwiazdy żyją krócej (bardzo duże gwiazdy będą miały życie kilka milionów lat, zamiast kilku miliardów dla mniejszych gwiazd, takich jak nasze Słońce).

Inni zwrócili uwagę, że łańcuch proton-proton w większości gwiazd obejmuje powolny krok: kiedy dwa protony się łączą, zwykle tam nie pozostają i rozdziel się ponownie, ponownie wchłaniając energię fuzyjną. Aby protony mogły się przykleić, jeden z nich musi przekształcić się w neutron (emitując pozyton z ładunkiem dodatnim), proces, który obejmuje słabe oddziaływanie i ma tylko bardzo małe prawdopodobieństwo wystąpienia.

Ta cecha wyjaśnia, dlaczego masywne gwiazdy eksplodują w supernowe. Przez większość swojego życia (miliony lat) gwiazda zużywa wodór wraz z łańcuchem protonowo-protonowym. Kiedy wystarczająca ilość helu zostanie wyprodukowana, zaczynają przejmować procesy alfa i potrójnej alfa, a następnie inne mechanizmy syntezy, które są znacznie szybsze. Wszystko dzieje się w ciągu kilku godzin, bardzo krótkiego czasu w porównaniu z poprzednimi milionami lat, ale wciąż znacznie dłuższego niż mikrosekundy, podczas których bomba wodorowa wybucha.

Podsumowanie: gwiazdy trwają miliony lub miliardy lat, zamiast zaledwie godzin , z powodu słabego etapu interakcji w łańcuchu proton-proton. Bomby wodorowe wybuchają w ciągu mikrosekund, a nie godzin, ponieważ opierają się na reakcji łańcuchowej opartej na rozszczepieniu, która pozwala na wykładniczą kaskadę.

Answer 8

view on stackexchange narkive permalink

Ponieważ gwiazdy nie są ograniczone .

Jak mówi @MariusMatutiae, fuzja w gwieździe jest utrzymywana w równowadze przez termostat ciśnienia w funkcji grawitacji. Jeszcze bardziej odpowiednim narzędziem do analogii jest elektrownia jądrowa. W energetyce rozszczepienia jądrowego pręty kontrolne lub inne mechanizmy dostosowują stężenie, aby zapobiec wybuchowi. Materiał rozszczepialny jest precyzyjnie wyważony tuż przed masą krytyczną, co pozwala uniknąć biegu z dodatnim sprzężeniem zwrotnym, który szybko zużywałby paliwo.

W gwieździe tempo syntezy termojądrowej jest zrównoważone, aby nie postępować szybko przez rozszerzanie cieplne wbrew sile grawitacji. Zamiast odciągać pręty sterujące od siebie w celu zmniejszenia szybkości reakcji, jak w przypadku energii jądrowej, ciepło rozszerza się i zmniejsza stężenie materiałów termojądrowych.

W bombie termojądrowej paliwo jest celowo ograniczone przez bardzo skomplikowane (i nieco tajne) procesy szybkiego zużycia paliwa.

W przypadku nowej lub supernowej równowaga jest zaburzona, a część paliwa zostaje ograniczona (np. przez grawitacja gęstej gwiazdy towarzyszącej) i szybko uległa zużyciu.