Der Engpass bei der Sonnenfusion besteht darin, dass zwei Wasserstoffkerne, dh zwei Protonen, miteinander verschmelzen.

Protonen kollidieren die ganze Zeit im Sonnenkern, aber es gibt keinen gebundenen Zustand von zwei Protonen, weil dort sind keine Neutronen, die sie zusammenhalten könnten. Protonen können nur fusionieren, wenn eines von ihnen im Moment der Kollision Beta plus Zerfall erfährt, um ein Neutron zu werden. Das Neutron und das verbleibende Proton verschmelzen zu einem Deuteriumkern, der mit einem anderen Proton zu $ ​​^ {3} \ text {He} $ reagieren kann. Der Beta-Plus-Zerfall wird durch die schwache Kraft vermittelt, so dass es ohnehin ein relativ langsamer Prozess ist und die Wahrscheinlichkeit, dass der Beta-Plus-Zerfall genau zum richtigen Zeitpunkt auftritt, äußerst gering ist, weshalb die Protonenfusion in der Sonne relativ langsam ist. Es sind Millionen von Proton-Proton-Kollisionen erforderlich, um einen einzelnen Deuteriumkern zu bilden.

Bomben mit Kernfusionswaffen verschmelzen schnell, da sie eine Mischung aus Deuterium und Tritium verwenden. Sie versuchen nicht, $ ^ {1} \ text {H} $ zu verschmelzen, damit sie nicht den Engpass haben, mit dem sich die Sonne befassen muss.

Dies ist eine Antwort, die ich, wie von John Rennie vorgeschlagen, gegeben habe, indem ich seine Antwort und die von dmckee ausgeschnitten und eingefügt und etwas mehr Material hinzugefügt habe.

Es gibt vier Faktoren:

1. Geschwindigkeitsverteilung der Kerne
2. Kleiner geometrischer Querschnitt für Frontalkollisionen von Kernen
3. Quantenmechanische Tunnelwahrscheinlichkeit
4. Für die pp-Reaktion ist ein schwacher Krafteffekt erforderlich.
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Geschwindigkeitsverteilung der Kerne

Das Innere eines Sterns ist ein heißes ionisiertes Gas bei hohem Druck und Temperatur.

Hohe Temperatur bedeutet eine hohe durchschnittliche kinetische Energie pro Partikel, sodass alle Kerne der Atome sehr schnell herumflitzen (allerdings für einen relativ kurzen Abstand zwischen Kollisionen, weil das Gas so dicht ist).

Die Sache ist, dass sie nicht alle mit der gleichen Geschwindigkeit herumflitzen, zufällig gehen einige schnell und andere langsam. Es ist wie die normale Kurve für IQ-Noten oder so weiter. Der überwiegende Teil der Atome hat eine sehr durchschnittliche Geschwindigkeit und nur wenige gehen entweder viel schneller oder viel langsamer als der Durchschnitt.

Was es für einen Stern bedeutet, "heiß genug" zu sein, ist, dass wenn zwei von Wenn die sehr, sehr schnellen Kerne frontal ineinander rammen, kann es zu einem Fusionsereignis kommen.

Kleiner geometrischer Querschnitt

Diese sehr schnellen Partikel sind nicht nur selten, sondern auch selten sie müssen frontal schlagen. Dies kommt nicht oft vor.

Tunneln

Selbst die schnellsten Partikel haben nicht genug Energie, um die elektrische Abstoßung zu überwinden. Daher kann die Fusion nur durch quantenmechanisches Tunneln erfolgen, was ein Prozess mit geringer Wahrscheinlichkeit ist.

Schwache Wechselwirkung erforderlich

Ein weiterer Engpass besteht darin, zwei Wasserstoffkerne, dh zwei Protonen, zu erreichen zusammenschmelzen.

Protonen kollidieren die ganze Zeit im Kern der Sonne, aber es gibt keinen gebundenen Zustand von zwei Protonen, weil es keine Neutronen gibt, die sie zusammenhalten könnten. Protonen können nur fusionieren, wenn eines von ihnen im Moment der Kollision Beta plus Zerfall erfährt, um ein Neutron zu werden. Das Neutron und das verbleibende Proton verschmelzen zu einem Deuteriumkern, und dieser kann mit einem anderen Proton unter Bildung von $ ^ 3 $ He reagieren. Der Beta-Plus-Zerfall wird durch die schwache Kraft vermittelt, so dass es ohnehin ein relativ langsamer Prozess ist und die Wahrscheinlichkeit, dass der Beta-Plus-Zerfall genau zum richtigen Zeitpunkt auftritt, äußerst gering ist, weshalb die Protonenfusion in der Sonne relativ langsam ist. Es sind Millionen von Proton-Proton-Kollisionen erforderlich, um einen einzelnen Deuteriumkern zu bilden.

Bomben mit Kernfusionswaffen verschmelzen schnell, da sie eine Mischung aus Deuterium und Tritium verwenden. Sie versuchen nicht, $ ^ 1 $ H zu verschmelzen, damit sie nicht den Engpass haben, mit dem die Sonne zu kämpfen hat.

Stabiles Gleichgewicht

Die obigen Faktoren erklären, warum, Angesichts der vorherrschenden Temperatur- und Druckbedingungen im Sonnenkern erhalten wir eine so langsame Reaktionsgeschwindigkeit. MariusMatutiaes Antwort erklärt, wie diese besonderen Bedingungen zustande kommen. Die Sonne befindet sich in einem stabilen Gleichgewicht und wirkt als Thermostat

Die Bedingungen im Kern der Sonne unterscheiden sich stark von denen einer thermonuklearen Bombe. Die erste thermonukleare Bombe verwendete Deuterium als sekundäre. Die Sonne muss Deuterium erzeugen, bevor sie dieses Stadium erreicht. Es ist die Entstehung von Deuterium, die den Engpass bei der Fusion innerhalb der Sonne darstellt. Spätere Bomben verwendeten Lithiumdeuterid, das noch einfacher zu verschmelzen ist als Deuterium.

Die Fusion in unserer Sonne ist ein unglaublich langsamer Prozess. Unsere Sonne ist nicht heiß und hell, weil sie eine große Menge Energie pro Volumeneinheit produziert. Ein warmer Komposthaufen produziert mehr Energie pro Volumeneinheit als der Kern der Sonne. Unsere Sonne ist heiß und hell aufgrund des großen Volumens, über das diese kleine Energiemenge pro Volumeneinheit erzeugt wird.

Die Fusion in unserer Sonne ist langsam, da viel Energie benötigt wird, um zwei Protonen zu verschmelzen Deuterium bilden. Sobald zwei Protonen erfolgreich zu Deuterium fusioniert sind, schreitet der Rest der Proton-Proton-Kette ( pp -Kette), die schließlich Helium-4 produziert, zügig voran.

Warum ist also Protonen- Protonenfusion in unserer Sonne so langsam? Zwei Protonen müssen sich innerhalb von etwa 10 bis 15 Metern befinden, damit die starke Kernkraft auf kurze Distanz die Kontrolle übernimmt und diese beiden Protonen zu Deuterium verschmelzen. Die Menge an Energie, die benötigt wird, um die Coulomb-Abstoßung zwischen zwei Protonen zu überwinden, ist immens. Die quadratische mittlere Geschwindigkeit der Protonen bei 15,6 Millionen Kelvin beträgt etwa 600 Kilometer / Sekunde. Das ist nicht annähernd genug Energie, um diese Coulomb-Abstoßung zu überwinden. Nur die Protonen vom obersten Ende der Maxwell-Boltzmann-Verteilung bei 15,6 Millionen Kelvin haben genug Energie, um diese Coulomb-Abstoßung zu überwinden und zwei kollidierende Protonen nahe genug zusammenzubringen, damit die starke Kraft die Kontrolle übernehmen kann.

In unserer Sonne beträgt die Wahrscheinlichkeit einer Fusion pro Kollision nur $ 2 \ times10 ^ {- 31} $. Der Druck und die Temperatur sind bei etwas größeren Sternen höher, was die Wahrscheinlichkeit erhöht, dass zwei kollidierende Protonen verschmelzen. Eine andere Methode zur Herstellung von Helium aus Wasserstoff findet in noch größeren Sternen statt, dem CNO-Zyklus. Dieser Prozess ist noch temperaturempfindlicher als die p-p -Kette. Eine winzige Menge des in unserer Sonne produzierten Heliums stammt aus dem CNO-Zyklus. Das meiste davon resultiert aus der pp -Kette.

Bei großen Sternen mit einer Masse von mehr als 1,3 Sonnenmassen dominiert der CNO-Zyklus über dem pp Kette, da die Proton-Proton-Fusion selbst in diesen großen Sternen nur schwer zu erreichen ist. Der Engpass im CNO-Zyklus wird bei großen Sternen viel weniger zu einem Engpass. Der CNO-Zyklus ist bei weitem die dominierende Methode der Heliumproduktion in sehr großen Sternen. Diese sehr großen Sterne leben im Vergleich zu unserer Sonne nicht sehr lange, aber sie leben immer noch viel länger als ein thermonukleares Gerät.

Die Annahme, dass die Sonne überall die gleichen Bedingungen hat, ist falsch. Die Bedingungen (Temperatur und Druck), die für die Kernfusion erforderlich sind, befinden sich größtenteils nur in einem kleinen Bereich im Kern.

Wenn beispielsweise eine Wasserstofffusion auftritt und Helium erzeugt, neigt dieses Helium dazu, als Kern zu verschmelzen, da es schwerer ist. In regulären Sternen erreicht dieses Helium Milliarden von Jahren lang keine Fusionsbedingungen (bis der Stern ein roter Riese wird), da die Bedingungen für die Heliumfusion weitaus intensiver sind als für die Wasserstofffusion. Um diese Heliumkugel herum haben Sie eine Fusionsfront, eine Region, in der eine Wasserstofffusion stattfindet, und das Heliumprodukt lagert sich (größtenteils) auf dem sich bildenden Kern ab. Bei größeren Sternen, bei denen mehrere Fusionsstadien auftreten können, können tatsächlich mehrere Fusionsschichten auftreten.

Die hier gezeigten Stadien gelten nur für die massereichsten Sterne, während sie für einen roten Riesen gelten Es wird nur eine Heliumhülle geben, die sich im Allgemeinen um einen Kohlenstoffkern bildet.

Eine gute Sache ist, dass die Fusion als Reaktion auf die Versuche der Schwerkraft stattfindet, die Masse des Sterns in ein Schwarzes Loch zu komprimieren. Die Gegenmaßnahme zu dieser Kompression ist die Fusion, und der Stern drückt nur (ungefähr) zurück, wie stark er benötigt wird, um eine weitere Kompression zu verhindern. Riesige Mengen an (bereits abgestrahlter) Energie wären erforderlich, um den Durchmesser eines Sterns um einige Kilometer zu vergrößern, und wenn sich ein Stern ausdehnen würde, würde diese Fusionsaktivität im Stern abnehmen, bis er wieder ein Gleichgewicht erreicht, das genügend Fusion zur Unterstützung liefert der Stern. Die Barriere, die erforderlich ist, um die gesamte Sternverschmelzung zu erreichen, ist im Allgemeinen während des Lebenszyklus eines Sterns nicht vorhanden. Es gibt jedoch einen Fall, in dem das, was Sie mehr oder weniger erwarten, auftritt: eine Supernova.

Ein kleiner Blick auf diese Tabelle aus Exploring the Universe (Cengage) zeigt uns, wie lange jeder Brennstoff einen Stern tragen kann, aber Sie werden feststellen, dass Eisen dort nicht aufgeführt ist.

Die nukleare Bindungsenergie (Nettoenergetik einer Kernreaktion) ist bei Eisen begrenzt, und es tritt etwas Interessantes auf: Der Eisen-Nickel-Kern kann den Stern überhaupt nicht unterstützen. In der letzten Sekunde des Lebens eines Sterns (vor der Supernova) dehnt sich dieser Eisenkern auf die Größe der Erde aus (mit der Masse unserer Sonne).

Da die Eisenfusion höhere Ebenen des Sterns nicht unterstützt, beginnen sie alle unkontrolliert zu komprimieren. Die Fusion beginnt im gesamten Stern im S-Prozess und im R-Prozess, während die außer Kontrolle geratene Fusion im gesamten Stern beginnt. Die enormen Energiemengen im gesamten Stern erzeugen jedes natürliche Element, dem wir begegnet sind. Wenn der Stern schnell Energie freisetzt, kollidieren die oberen Schichten und prallen vom Kern ab, wodurch der Stern in einer massiven Energiefreisetzung auseinandergerissen wird. Nur unter diesen Bedingungen, unter denen ein Stern seinen Kampf gegen die Schwerkraft endgültig verloren hat, zerreißt eine riesige Fusionswelle den Stern.

Zusammenfassung:

Das Material muss sehr dicht sein, um zu verschmelzen, und wenn sie verschmelzen, produzieren sie Energie. Diese zusätzliche Energie erweitert den Stern und die Abnahme der Dichte verlangsamt die Reaktion. Solange der Stern Elemente verschmilzt, die leichter als Eisen sind, zeigt uns die nukleare Bindungsenergie, dass diese Energie dem Stern hinzugefügt wird. Die Ausdehnung der durch Fusion erzeugten Wärme bildet ein Gleichgewicht, wobei die Gravitationskraft den Stern komprimiert. Sobald eine Eisenfusion auftritt, liefert diese Fusion schnell keine Wärme mehr, und da die Wärmeerzeugung die Dichtezunahme aufgrund der Schwerkraft nicht mehr ausgleicht, beginnt der Stern schnell mit der Komprimierung und erzeugt den einzigen (vorübergehenden) Fall, in dem eine sternweite Fusion stattfindet auftritt (s und r Prozesse), wenn der Stern Supernova wird.

Keine dieser Antworten scheint richtig zu erklären, warum sich die Sonne von einer Atombombe unterscheidet.

Der Grund dafür ist, dass jeder Stern, einschließlich der Sonne, als Thermostat fungiert. Wenn die Sonne mehr Energie produzieren würde, als sie ausstrahlen kann, würde die so freigesetzte Energie sie heißer machen; Ein heißes Gas dehnt sich aus und kühlt gleichzeitig ab. Beide Faktoren (niedrigere Dichten und niedrigere Temperaturen) würden dann dazu beitragen, die Geschwindigkeit der Kernenergieerzeugung zu verringern.

Umgekehrt würde sich die Sonne zusammenziehen, wenn sie weniger Energie produzieren würde, als sie ausstrahlt. Bei einer Kontraktion steigt die Temperatur und beide Faktoren (größere Dichten und höhere Temperaturen) führen zu einer Erhöhung der Produktion von Kernenergie, wodurch das Gleichgewicht wieder hergestellt wird.

Dies ist genau das Verhalten eines Thermostats. Es wird oft gesagt, dass die Struktur eines Sterns nicht von den beteiligten Kernquellen bestimmt wird, sondern von der Ausdehnung seiner Hülle. Der Grund dafür wurde oben beschrieben: Die Geschwindigkeit der Kernenergieerzeugung passt sich einfach an die Anforderungen der Energieübertragungsprozesse der Sterne an.

Andererseits kann sich Materie in einer Atombombe nicht ausdehnen und abkühlen, wenn zu viel Energie erzeugt wird. Tatsächlich ist das genaue Gegenteil der Fall: Spaltbare Materie wird so entsorgt, dass die anfängliche Fusionsexplosion das Fusionsmaterial erwärmt und komprimiert, um sicherzustellen, dass die Fusionsreaktion ungehindert ablaufen kann. Und das ist genau das Gegenteil von den Innenräumen eines Sterns.

Dieser Prozess wird fast überall beschrieben, einschließlich Martin Schwarzschilds mittlerweile veraltetem Buch Struktur und Entwicklung der Sterne und auch online, siehe den Abschnitt mit dem Titel Ein Sternenthermostat hier -

Das Innere eines Sterns ist ein heißes ionisiertes Gas mit hohem Druck und hoher Temperatur.

Hohe Temperatur bedeutet hohe durchschnittliche kinetische Energie pro Partikel, sodass alle Kerne der Atome sehr schnell herumflitzen (obwohl) für einen relativ kurzen Abstand zwischen Kollisionen, weil das Gas so dicht ist).

Die Sache ist, dass sie nicht alle mit der gleichen Geschwindigkeit herumflitzen, zufällig gehen einige schnell und andere langsam. Es ist wie die normale Kurve für Noten oder IQ oder so weiter. Der überwiegende Teil der Atome hat eine sehr durchschnittliche Geschwindigkeit und nur wenige gehen entweder viel schneller oder viel langsamer als der Durchschnitt.

Was es für einen Stern bedeutet, "heiß genug" zu sein, ist, dass wenn zwei von Die sehr, sehr schnellen Kerne rammen sich gegenseitig an, es kann zu einem Fusionsereignis kommen.

Da diese sehr schnelleren Partikel selten sind und frontal aufeinander treffen müssen, kommt dies nicht oft vor, was bedeutet dass die Zeitskalen, über die der Stern eine erhebliche Menge Kraftstoff verbrennen kann, sehr lang sind.

Fusion, wie sie in Sternen auftritt, ist in der Tat sehr unterschiedlich zu dem, was in einer Bombe passiert.

Eine "H-Bombe" ist eigentlich eine Mischung aus Spaltung und Fusion. Der Spaltungsteil arbeitet mit einer Kettenreaktion : Wenn ein spaltbarer Kern ein Neutron absorbiert, vibriert er wie wild und spaltet sich dann in mehrere Komponenten auf, insbesondere zwei oder drei Neutronen. Diese zusätzlichen Neutronen brechen weiterhin andere Kerne. Wenn die "kritische Masse" erreicht ist, löst ein Durchschnitt von mehr als einem dieser Neutronen eine weitere Spaltung aus, was zu einer exponentiell zunehmenden Reaktion führt.

Wenn Sie eine Fusion durchführen möchten, Sie müssen die positiv geladenen Kerne davon überzeugen, nahe genug beieinander zu sein, um eine starke Wechselwirkung zur Überwindung der elektrostatischen Abstoßung zu erzielen. Bei der kontrollierten Fusion , wie sie in laufenden Experimenten wie ITER gesucht wird, wird Wärme verwendet: Die durch die starke Hitze induzierte hohe kinetische Energie reicht aus, um die Kerne zusammenzudrücken. Der magnetische Einschluss verhindert, dass sich das heiße Plasma ausdehnt. Dies geschieht auch innerhalb eines Sterns: Die Gravitation hält den Druck aufrecht. All dies führt zu einer langsamen Fusion.

In einer H-Bombe trägt dieser Mechanismus, obwohl tatsächlich viel Wärme vorhanden ist, nicht in nicht zu vernachlässigenden Mengen zur Fusion bei . Die ganze Explosion impliziert einen Feuerball, der sich viel zu schnell ausdehnt; Es gibt nichts, was die Kerne nahe genug halten könnte. Stattdessen erzeugt das Primärteil (der Spaltkern) viele hochenergetische Photonen (Röntgenstrahlen), die sich mit Lichtgeschwindigkeit fortbewegen, d. H. Viel schneller als die emittierten Neutronen und sogar mehr als die Stoßwelle. Wenn diese Photonen den Deuterium-Tritium-Brennstoff erreichen, induzieren sie eine Fusion (sie geben den Kernen genug Energie, um sie wie John Travolta tanzen zu lassen und ihre Nachbarn zu treffen). Die Fusionsenergie trägt zum resultierenden Feuerball bei und emittiert entscheidend viele zusätzliche Neutronen, die im Sekundärbereich (der wiederum die Spaltung verwendet) viel mehr Spaltung induzieren.

Somit explodieren H-Bomben schnell, da es sich tatsächlich nicht um Wärme- / Begrenzungsmotoren handelt. Stattdessen verwenden sie die spaltungsbasierte Kettenreaktion, um in sehr kurzer Zeit viele Röntgenstrahlen und Neutronen zu erhalten. Die Fusionsreaktionen erhöhen die Waffenausbeute, aber ihre Hauptverwendung besteht darin, zusätzliche Neutronen zu produzieren, damit mehr Spaltung stattfinden kann. In einer modernen H-Bombe tragen Fusion und Spaltung ähnliche Energiemengen zur Gesamtausbeute bei. Die übliche Erklärung von H-Bomben als "eine A-Bombe, die eine viel stärkere fusionsbasierte Reaktion auslöst" ist fehlerhaft.

Die Wikipedia-Seite zu Atomwaffendesigns ist gut Ort, an dem Sie mit dem Lesen des Themas beginnen können; Es enthält schöne Schaltpläne und viele Hinweise.

Innerhalb eines Sterns besteht ein Gleichgewicht zwischen dem Druck durch die Schwerkraft und der Ausdehnung durch die Wärme. Der Kern des Sterns bleibt genau auf der richtigen Temperatur, wo die Wärme aus Fusionsreaktionen der Gravitation entgegenwirkt. Wenn der Stern größer ist, gibt es mehr Gravitation, daher mehr Wärme und mehr Reaktionen, weshalb größere Sterne weniger lange leben (sehr große Sterne haben eine Lebensdauer von einigen Millionen Jahren anstelle von einigen Milliarden für kleinere Sterne wie unsere Sonne).

Andere haben darauf hingewiesen, dass die Proton-Proton-Kette bei den meisten Sternen einen langsamen Schritt beinhaltet: Wenn zwei Protonen verschmelzen, bleiben sie normalerweise nicht dort und wieder trennen, wodurch die Fusionsenergie wieder absorbiert wird. Damit die Protonen haften bleiben, muss sich eines von ihnen in ein Neutron verwandeln (das ein Positron mit der positiven Ladung emittiert), ein Prozess, der die schwache Wechselwirkung beinhaltet und nur eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit des Auftretens aufweist.

Diese Besonderheit erklärt, warum massive Sterne in Supernovae explodieren. Während des größten Teils seines Lebens (Millionen von Jahren) verbraucht der Stern seinen Wasserstoff mit der Proton-Proton-Kette. Wenn genügend Helium produziert wurde, beginnen der Alpha - und Triple-Alpha -Prozess zu übernehmen, und dann andere Fusionsmechanismen, die wesentlich schneller sind. Die Dinge geschehen dann innerhalb weniger Stunden, eine sehr kurze Zeit im Vergleich zu den vorherigen Millionen von Jahren, aber immer noch viel länger als die Mikrosekunden, in denen eine H-Bombe explodiert.

Zusammenfassung: Sterne halten aufgrund des schwachen Wechselwirkungsschritts in der Proton-Proton-Kette Millionen oder Milliarden von Jahren statt nur Stunden. Die H-Bombe boomt innerhalb von Mikrosekunden anstatt innerhalb von Stunden, da sie auf einer spaltungsbasierten Kettenreaktion beruht, die eine exponentielle Kaskadierung ermöglicht.

Weil Sterne nicht begrenzt sind .

Wie @MariusMatutiae sagt, wird die Fusion in einem Stern durch den Thermostat aus Druck und Schwerkraft im Gleichgewicht gehalten. Ein noch passenderes Gerät für die Analogie ist ein Kernkraftwerk. Bei der Kernspaltungskraft passen Steuerstäbe oder andere Mechanismen die Konzentration an, um eine Explosion zu verhindern. Das spaltbare Material befindet sich in einem präzisen Gleichgewicht, das nur knapp unter der kritischen Masse liegt, und vermeidet so den außer Kontrolle geratenen außer Kontrolle geratenen Zug, der den Kraftstoff schnell verbrauchen würde.

In einem Stern werden die Kernfusionsraten gegen ein schnelles Fortschreiten durch Wärmeausdehnung gegen die Schwerkraft ausgeglichen. Anstatt Steuerstäbe voneinander wegzuziehen, um die Reaktionsgeschwindigkeit wie bei der Kernenergie zu verringern, dehnt sich Wärme aus und verringert die Konzentration an schmelzbaren Materialien.

In einer thermonuklearen Bombe wird Brennstoff absichtlich durch sehr begrenzt Ausgefeilte (und etwas geheime) Prozesse für die schnelle Verwendung von Kraftstoff.

In einer Nova oder Supernova ist das Gleichgewicht gestört und ein Teil des Kraftstoffs ist begrenzt (z. B. durch die Schwerkraft eines dichten Begleitsterns) und schnell verbraucht.