De fusie die plaatsvindt in de kern van de zon vindt plaats in niets zoals de omstandigheden die je zou kunnen bedenken in een bom of een fusiereactor. In het bijzonder komt het voor bij veel lagere temperaturen en met een veel lagere snelheid. Een kubieke meter materiaal in de zonnekern geeft slechts ongeveer 250 W aan stroom vrij door kernfusie.

De fusiesnelheid wordt bepaald door de temperatuur (en in mindere mate de dichtheid) van de kern. Dit wordt op zijn beurt bepaald door de behoefte aan een druk gradiënt om het gewicht van het materiaal dat er van bovenaf op drukt in evenwicht te houden. Bij 15 miljoen kelvin (de kerntemperatuur, die veel lager is dan de temperaturen in kernbommen of fusiereactoren), heeft het gemiddelde proton een levensduur van enkele miljarden jaren voordat het (met drie andere) wordt omgezet in een heliumkern. Er zijn twee redenen waarom dit traag is. Eerst moet je protonen krijgen, die elkaar elektromagnetisch afstoten, dicht genoeg bij elkaar om de sterke nucleaire kracht te voelen. Daarom zijn hoge temperaturen nodig. Ten tweede, omdat het diproton onstabiel is, moet een van de protonen via een zwakke krachtinteractie in een neutron veranderen, terwijl het zich in de onstabiele diproton-toestand bevindt, om een ​​deuteriumkern te vormen. Dit is gewoon inherent onwaarschijnlijk en betekent dat de algehele reactieketen op helium erg traag is.

De reden dat er geen bomachtige explosie is, is omdat het geen probleem is om 250 W per kubieke meter van de kern af te schuiven, op dezelfde manier als een composthoop, die ongeveer dezelfde vermogensdichtheid genereert, niet spontaan ontploffen. In het geval van een ster gaat elke extra warmte in meer straling die weg diffundeert en in het werk dat wordt gedaan om de ster uit te zetten. Hierdoor is de temperatuur van de kern stabiel. Uiteindelijk komt alle extra energie naar voren als zonlicht op de zonnefotosfeer.

Als om de een of andere reden de opaciteit voor straling in de kern toeneemt, zou de temperatuur stijgen en zou er meer energie worden opgewekt door kernfusie.Dit is precies wat er in de kern gebeurt als er meer waterstof wordt omgezet in helium;de kerntemperatuur en helderheid stijgen, maar langzaam, op tijdschalen van miljarden jaren.

Als fusie sneller zou verlopen, zou de kern heter worden, uitzetten en minder dicht worden, en met minder dichtheid zou de fusie vertragen.

De hoofdreeks in sterren zoals de zon verloopt veel langzamer dan in andere stadia.Dit komt omdat de p-p-kettingreactie begint met de fusie van twee protonen om een diproton of helium-2 te vormen.De diproton is onstabiel en vervalt meestal onmiddellijk weer in twee protonen, maar Bethe realiseerde zich dat het in zeldzame gevallen vervalt door een zwakke reactie, het vrijgeven van een neutrino en een positron om een deuteriumkern te vormen, waterstof- 2. Omdat dit tweede proces zo zeldzaam is, beperkt het de snelheid van stellaire fusie zodat sterren besteden het grootste deel van hun leven aan de hoofdreeks

Fusie in sterren vereist enorme drukken en temperaturen.

Elk lichaam, inclusief sterren, is onderhevig aan zijn eigen zwaartekrachtveld. Op elk punt in een sferisch symmetrisch lichaam (dat de meeste sterren goed benaderen) zal de zwaartekracht het gevolg zijn van alle massa "onder" dat punt - tussen dat punt en het midden. Die zwaartekracht wijst duidelijk naar binnen.

Maar alle massa buiten die straal wordt ook naar binnen getrokken en oefent druk uit op het materiaal eronder. Dit draagt ​​bij aan de zwaartekracht van het materiaal binnenin.

Er bestaat dus een enorme druk in de kern. Naarmate de druk toeneemt, worden de omstandigheden voor fusie steeds waarschijnlijker. Wanneer fusie plaatsvindt, wordt het kerngebied dat fusie mogelijk maakt, ingesloten gehouden door de druk van het materiaal buiten die kern, dat niet kan smelten. Merk op dat fusie niet overal in de ster plaatsvindt, alleen in dat kerngebied dat voldoende hoge druk heeft bereikt.

De energie die wordt opgewekt door kernfusie houdt alles warm (simpelweg) en hete dingen zetten graag uit en produceren een naar buiten gerichte druk. Het is de naar buiten gerichte druk van het samensmelten van de thermische energie van de kern (die door straling en convectie door de ster wordt geleid en uiteindelijk buiten de ster als licht) die de gravitationele ineenstorting van de kern voorkomt als gevolg van de kracht van alles dat erop drukt. / p>

Het is dus de zwaartekracht die het lichaam op zichzelf uitoefent die voorkomt dat het "explodeert" omdat het fusie veroorzaakt die warmte genereert die tegen de ineenstorting drukt.

Waarom verloopt de kernfusie langzaam?

Langzaam is een relatieve term, maar de fusiesnelheid wordt bepaald door de druk en temperatuur in de ster.Vreemd genoeg hebben kleinere sterren de neiging het langst te leven.Dit komt, zeer eenvoudig, doordat de drukken bij de kern relatief laag zijn en de hoeveelheid versmelting die hierdoor kan worden gehandhaafd en de afmeting van de smeltkern overeenkomstig klein zijn.Grotere sterren hebben meer druk en grotere kernen en kunnen relatief snel verbranden.De gedetailleerde redenen achter de levensduur van sterren zijn iets complexer.Als je hier meer over wilt lezen, raad ik je aan om b.v.Wikipedia-pagina's over rode dwergsterren en Stellar Nucleosynthesis.

Sterren leven het grootste deel van hun leven (zie hoofdreeks) in een dynamisch evenwicht.Als de kern extra heet wordt vanwege een verhoogde warmteproductie, zet de ster uit en neemt de snelheid van de fusie af.

In de meeste gevallen is het evenwicht ook redelijk stabiel en beweegt de ster zijn warmteproductie niet.Welnu, sommige sterren oscileren hun helderheid, maar dat gebeurt meestal buiten de kern (zie bijv. Cepheide).

Het evenwicht gaat soms verloren (zie bv. supernova) en we zien "meteen" een echte nucleaire explosie.Nou, voor zo'n groot object gebeurt er niets "tegelijk", het proces duurt minuten of uren, maar het is nog steeds behoorlijk snel vergeleken met de levensduur van de ster.

p.s.in feite beginnen sterren al te schijnen voordat ze de kernreactor in hun kernen starten.Het eerste licht komt van de gravitationele ineenstorting van de aanvankelijke gaswolk.De extra warmte van de kernreacties stopt de ineenstorting gewoon voor een tijdje (enkele miljoenen of miljard jaar).

Een explosie vereist altijd een zelfversnellend proces. Als je een hoop conventionele brandstof in brand steekt, zal deze niet ontploffen: hij verbruikt al snel alle zuurstof uit de omringende lucht en het proces vertraagt ​​totdat er meer zuurstof beschikbaar is. Als je een explosief wilt maken, heb je een oxidatiemiddel nodig: een stof die zuurstof afgeeft, meestal als reactie op temperatuur. Op die manier komt er door de warmte van het vuur meer zuurstof vrij waardoor er meer vuur ontstaat etc.

Een thermonucleaire reactie wordt versneld door dichtheid. In een waterstofbom wordt de zelfversnelling bereikt door de reactie around een massa waterstof te starten, zodat de schokgolf van reeds verbruikte waterstof de rest van de belasting comprimeert, die zelf begint te smelten, waardoor nog meer druk ontstaat.

In een ster vindt de thermonucleaire reactie plaats in de kern, dus de warmte die het creëert, duwt de rest van de materie uit elkaar, waardoor de dichtheid afneemt en de reactie wordt vertraagd. Het systeem bereikt dan een evenwicht waarin elke verandering in dichtheid door het systeem zelf wordt geneutraliseerd.

U vraagt zich af waarom de fusie een langzaam proces is.

Om dit te begrijpen is het erg belangrijk om in te zien dat de fusie zelf betekent dat twee protonen in de kern, gescheiden door de Coulomb-krachten, deze afstoting moeten overwinnen.En een van de protonen moet het bèta-verval in een neutron (deuteriumkern) omkeren.

https://astronomy.stackexchange.com/questions/30035/why-doesnt-the-fusion-process-of-the-sun-speed-up

Het is allemaal QM en waarschijnlijkheden, en de kans is 1 op 3 × 10 ^ 29 botsingen.

Twee protonen in de zon smelten samen.Meestal breekt het paar weer uit elkaar, maar soms verandert een van de protonen via de zwakke kernkracht in een neutron.Samen met de transformatie naar een neutron worden een positron en neutrino gevormd.Dit resulterende proton-neutronenpaar dat zich vormt, staat soms bekend als deuterium.

https://energyeducation.ca/encyclopedia/Nuclear_fusion_in_the_Sun

Zwaartekrachtcompressie van veel "spullen" in zoiets groots als de zon is sterker dan de druk van de fusie die erin plaatsvindt.Hoewel het "explodeert" wanneer de zwaartekracht niet sterk genoeg is om te voorkomen dat de kern de buitenste lagen naar buiten duwt tegen de tijd dat fusie het element ijzer maakt (voor de meeste sterren gebeurt dit), waardoor de buitenste lagen verloren gaan zoals je huid eneen vlezige zware kern achterlatend OF het kan "kraken" als de zwaartekracht de druk overtreft (het resultaat kan een neutronenster zijn, een lichtere originele ster of een zwartgat, een zwaardere originele ster.

Er is eigenlijk iets dat "de fusie vertraagt": stralingsdruk.Het idee is dat kernfusie nucleonen, energie, enz. Creëert, en ook licht.Licht oefent druk uit, het is gewoon heel klein in het dagelijks leven.Voor zeer zware sterren wordt de stralingsdruk echter belangrijk, en dit is de reden waarom de zwaartekracht er niet voor zorgt dat de ster instort.

De stralingsdruk bepaalt een bovengrens voor de massa van een ster, want als de ster veel groter zou worden, zou hij zichzelf uit elkaar blazen, net als de explosie waaraan je denkt.Deze limiet staat bekend als de Eddington-limiet.

Desalniettemin is de stralingsdruk voor de meeste sterren lang niet genoeg om de ster uit elkaar te blazen, en sterren exploderen niet.