Il collo di bottiglia nella fusione solare consiste nel far fondere insieme due nuclei di idrogeno, cioè due protoni.

I protoni si scontrano continuamente nel nucleo del Sole, ma non esiste uno stato legato di due protoni perché lì non ci sono neutroni per tenerli insieme. I protoni possono fondersi solo se uno di loro subisce un decadimento beta più per diventare un neutrone al momento della collisione. Il neutrone e il protone rimanente si fondono per formare un nucleo di deuterio, e questo può reagire con un altro protone per formare $ ^ {3} \ text {He} $. Il decadimento beta più è mediato dalla forza debole, quindi è comunque un processo relativamente lento e la probabilità che il decadimento beta più si verifichi al momento giusto è estremamente bassa, motivo per cui la fusione protonica è relativamente lenta al sole. Occorrono miliardi di collisioni protone-protone per formare un singolo nucleo di deuterio.

Le bombe per armi a fusione nucleare si fondono velocemente perché usano una miscela di deuterio e trizio. Non tentano di fondere $ ^ {1} \ text {H} $ in modo da non avere il collo di bottiglia che deve affrontare il Sole.

Questa è una risposta che ho fornito, come suggerito da John Rennie, tagliando e incollando la sua risposta e quella di dmckee e aggiungendo un po 'più di materiale.

Ci sono quattro fattori coinvolti:

1. Distribuzione della velocità dei nuclei
2. Sezione trasversale geometrica piccola per collisioni frontali di nuclei
3. Probabilità di tunneling quantomeccanico
4. Per la reazione pp, è richiesto un effetto di forza debole

Distribuzione della velocità dei nuclei

L'interno di una stella è un gas ionizzato caldo ad alta pressione e temperatura.

Alta temperatura significa un'energia cinetica media elevata per particella, quindi tutti i nuclei degli atomi stanno sfrecciando molto velocemente (anche se per una distanza relativamente breve tra le collisioni perché il gas è così denso).

Il fatto è che non sfrecciano tutti alla stessa velocità, per caso alcuni vanno veloci e altri lenti. È come la curva normale per i gradi di QI o altro. La maggior parte degli atomi ha velocità molto medie e solo pochissimi stanno andando molto più velocemente o molto più lentamente della media.

Ciò che significa per una stella essere "abbastanza calda" è che se due di i nuclei molto, molto veloci si conficcano l'uno nell'altro, quindi può esserci un evento di fusione.

Sezione trasversale geometrica piccola

Non solo quelle particelle molto veloci sono rare, ma devono colpire frontalmente. Questo non accade spesso.

Tunneling

Anche le particelle più veloci non hanno abbastanza energia per superare la repulsione elettrica. Pertanto la fusione può avvenire solo attraverso il tunneling quantomeccanico, che è un processo a bassa probabilità.

Interazione debole richiesta

Un ulteriore collo di bottiglia è far sì che due nuclei di idrogeno, cioè due protoni, fondersi insieme.

I protoni entrano in collisione tutto il tempo nel nucleo del Sole, ma non esiste uno stato legato di due protoni perché non ci sono neutroni che li tenga insieme. I protoni possono fondersi solo se uno di loro subisce un decadimento beta più per diventare un neutrone al momento della collisione. Il neutrone e il protone rimanente si fondono per formare un nucleo di deuterio e questo può reagire con un altro protone per formare $ ^ 3 $ He. Il decadimento beta più è mediato dalla forza debole, quindi è comunque un processo relativamente lento e la probabilità che il decadimento beta più si verifichi al momento giusto è estremamente bassa, motivo per cui la fusione protonica è relativamente lenta al sole. Occorrono miliardi di collisioni protone-protone per formare un singolo nucleo di deuterio.

Le bombe per armi a fusione nucleare si fondono velocemente perché usano una miscela di deuterio e trizio. Non tentano di fondere $ ^ 1 $ H in modo da non avere il collo di bottiglia che deve affrontare il Sole.

Equilibrio stabile

I fattori sopra spiegano perché, date le condizioni prevalenti di temperatura e pressione al centro del sole, otteniamo una velocità di reazione così lenta. La risposta di MariusMatutiae spiega come si verifica questo particolare insieme di condizioni. Il sole è in un equilibrio stabile e funge da termostato.

Le condizioni al centro del Sole sono molto diverse da quelle di una bomba termonucleare. La prima bomba termonucleare utilizzava il deuterio come secondario. Il Sole deve creare deuterio prima di arrivare a questo stadio. È la creazione di deuterio che è il collo di bottiglia nella fusione che avviene all'interno del Sole. Le bombe successive usarono il deuteruro di litio, che è ancora più facile da fondere del deuterio.

La fusione all'interno del nostro Sole è un processo incredibilmente lento. Il nostro Sole non è caldo e luminoso perché produce un'enorme quantità di energia per unità di volume. Un mucchio di composto caldo produce più energia per unità di volume rispetto al nucleo del sole. Il nostro Sole è caldo e luminoso a causa del grande volume su cui viene prodotta quella piccola quantità di energia per unità di volume.

La fusione è lenta nel nostro Sole perché ci vuole una buona quantità di energia per far fondere due protoni per formare deuterio. Una volta che due protoni si sono fusi con successo per formare il deuterio, il resto della catena protone-protone (catena pp ) che alla fine produce elio-4 procede rapidamente.

Allora perché è protone- fusione protonica nel nostro Sole così lenta? Due protoni devono arrivare a una distanza di circa 10 ^-15 metri affinché la forza nucleare forte a corto raggio prenda il controllo e faccia fondere quei due protoni per formare deuterio. La quantità di energia necessaria per superare la repulsione di Coulomb tra due protoni è immensa. La velocità quadratica media radice dei protoni a 15,6 milioni di Kelvin è di circa 600 chilometri al secondo. Non è abbastanza vicino all'energia per superare quella repulsione di Coulomb. Solo quei protoni dall'estremità molto, molto alta della distribuzione Maxwell-Boltzmann a 15,6 milioni di Kelvin hanno energia sufficiente per superare la repulsione di Coulomb e portare due protoni in collisione abbastanza vicini da consentire alla forza forte di prendere il controllo.

Nel nostro Sole, la probabilità di fusione per collisione è solo $ 2 \ times10 ^ {- 31} $. La pressione e la temperatura sono maggiori nelle stelle leggermente più grandi, aumentando la probabilità che due protoni in collisione si fondano. Un metodo diverso per produrre elio dall'idrogeno si verifica in stelle ancora più grandi, il ciclo CNO. Questo processo è ancora più sensibile alla temperatura rispetto alla catena p-p . Una piccola quantità dell'elio prodotto nel nostro Sole deriva dal ciclo CNO. La maggior parte deriva dalla catena pp .

Nelle grandi stelle, quelle con una massa maggiore di 1,3 masse solari, il ciclo CNO domina sulla pp catena perché la fusione protone-protone rimane piuttosto difficile da ottenere anche in quelle grandi stelle. Il collo di bottiglia nel ciclo CNO diventa molto meno di un collo di bottiglia nelle grandi stelle. Il ciclo CNO è di gran lunga il metodo dominante di produzione di elio in stelle molto grandi. Quelle stelle molto grandi non vivono molto a lungo rispetto al nostro Sole, ma vivono comunque molto più a lungo di un dispositivo termonucleare.

La premessa che il sole abbia le stesse condizioni dappertutto non è corretta. Per la maggior parte le condizioni (temperatura e pressione) necessarie affinché avvenga la fusione nucleare si trovano solo all'interno di una piccola regione nel nucleo.

Ad esempio, quando si verifica la fusione dell'idrogeno e si crea elio, poiché l'elio è più pesante tende a fondersi nel nucleo. Nelle stelle normali questo elio non raggiungerà le condizioni di fusione per miliardi di anni (fino a quando la stella non diventerà una gigante rossa) poiché le condizioni per la fusione dell'elio sono molto più intense della fusione dell'idrogeno. Attorno a questa palla di elio, avrai un fronte di fusione, una regione in cui avverrà la fusione dell'idrogeno e il prodotto dell'elio si depositerà (per la maggior parte) sul nucleo di formazione. Per stelle più grandi che possono avere più stadi di fusione che si verificano, possono effettivamente verificarsi più strati di fusione.

Gli stadi mostrati qui sono il caso solo per le stelle più massicce, mentre per una gigante rossa ci sarà solo un guscio di elio che si formerà generalmente attorno a un nucleo di carbonio.

Una buona cosa da ricordare è che la fusione si sta verificando in risposta ai tentativi della gravità di comprimere la massa della stella in un buco nero. La contromisura a questa compressione è la fusione, e la stella si limita a spingere indietro (approssimativamente) per quanto sia necessaria per prevenire ulteriormente la compressione. Sarebbero necessarie enormi quantità di energia (già irradiata) per espandere il diametro di una stella di pochi chilometri, e se una stella si espandesse così tanta attività di fusione diminuirebbe nella stella fino a raggiungere di nuovo un equilibrio che fornisca una fusione sufficiente per supportare la stella. La barriera richiesta per ottenere la fusione dell'intera stella generalmente non è presente durante il ciclo di vita di una stella. Tuttavia, c'è un caso in cui ciò che ti aspetti più o meno si verifica: una Supernova.

Un piccolo sguardo a questa tabella da Exploring the Universe (Cengage) ci mostra per quanto tempo ogni carburante può sostenere una stella, ma noterai che il ferro non è elencato lì.

L'energia di legame nucleare (energia netta di una reazione nucleare) si esaurisce nel ferro e accade qualcosa di interessante, il nucleo di ferro-nichel non riesce affatto a supportare la stella. Nell'ultimo secondo di vita di una stella (pre-supernova), questo nucleo di ferro si espande fino alle dimensioni della terra (con la massa del nostro sole).

Poiché la fusione del ferro non riesce a fornire alcun supporto ai livelli più alti della stella, iniziano tutti a comprimersi in modo incontrollabile. La fusione inizia a verificarsi in tutta la stella nel processo s e nel processo r quando la fusione incontrollata inizia a verificarsi in tutta la stella. Le enormi quantità di energia in tutta la stella iniziano a creare ogni elemento naturale che abbiamo incontrato e, quando la stella rilascia rapidamente energia, gli strati superiori si scontrano e rimbalzano dal nucleo, lacerando la stella in un massiccio rilascio di energia. È solo in queste condizioni, dove una stella ha finalmente perso la sua lotta contro la gravità, che un'enorme ondata di fusione la lacera.

Riepilogo:

Il materiale deve essere molto denso per fondersi e quando si fondono producono energia. Questa energia extra espande la stella e la diminuzione della densità rallenta la reazione. Finché la stella fonde elementi più leggeri del ferro, l'energia di legame nucleare ci mostra che quell'energia viene aggiunta alla stella. L'espansione dal calore prodotto dalla fusione forma un equillibrio con la forza gravitazionale che comprime la stella. Una volta avvenuta la fusione del ferro, quella fusione non fornirà più calore rapidamente e poiché la generazione di calore non compenserà più l'aumento di densità dovuto alla gravità, la stella inizierà rapidamente a comprimersi e creerà l'unica istanza (temporanea) in cui è presente una fusione a livello di stella che si verificano (processi se r) mentre la stella diventa supernova.

Nessuna di queste risposte sembra spiegare correttamente perché il Sole differisce da una bomba nucleare.

Il motivo è che qualsiasi stella, incluso il Sole, agisce come un termostato . Se il Sole producesse più energia di quanta ne possa irradiare, l'energia così liberata la renderebbe più calda; un gas caldo si espande e contemporaneamente si raffredda. Entrambi i fattori (densità inferiori e temperature inferiori) contribuirebbero quindi a ridurre il tasso di generazione di energia nucleare.

Al contrario, se il Sole producesse meno energia di quella che irradia, si contrarrebbe; in una contrazione la temperatura aumenta, ed entrambi i fattori (maggiori densità e maggiori temperature) portano ad un aumento della produzione di energia nucleare, ripristinando così nuovamente l'equilibrio.

Questo è esattamente il comportamento di un termostato. Si dice spesso che la struttura di una stella sia dettata non dalle sorgenti nucleari coinvolte, ma dall'estensione del suo involucro. La ragione di ciò è stata descritta sopra: il tasso di generazione di energia nucleare si adatta semplicemente a ciò che è richiesto dai processi di trasferimento di energia delle stelle.

D'altra parte, la materia all'interno di una bomba nucleare non può espandersi e raffreddarsi se l'energia viene prodotta in eccesso; in realtà, è vero l'esatto contrario: la materia fissile è disposta in modo tale che l'esplosione di fusione iniziale riscaldi e comprima il materiale di fusione per assicurarsi che la reazione di fusione possa procedere senza impedimenti. E questo è esattamente l'opposto degli interni di una star.

Questo processo è descritto praticamente ovunque, incluso il libro ormai obsoleto di Martin Schwarzschild, Struttura ed evoluzione delle stelle, e anche online, vedi il paragrafo intitolato Un termostato stellare qui -

L'interno di una stella è un gas ionizzato caldo ad alta pressione e temperatura.

Alta temperatura significa alta energia cinetica media per particella, quindi tutti i nuclei degli atomi stanno sfrecciando molto velocemente (sebbene per una distanza relativamente breve tra le collisioni perché il gas è molto denso.

Il fatto è che non tutti sfrecciano alla stessa velocità, per caso alcuni vanno veloci e altri lenti. È come la normale curva per voti o QI o altro. La maggior parte degli atomi ha velocità molto medie e solo pochissimi stanno andando molto più velocemente o molto più lentamente della media.

Ciò che significa per una stella essere "abbastanza calda" è che se due di i nuclei molto, molto veloci si scontrano a vicenda può esserci un evento di fusione.

Poiché quelle particelle molto più veloci sono rare e poiché devono colpire frontalmente ciò non accade spesso, il che significa che le scale temporali in cui la stella può bruciare una quantità significativa di carburante sono molto lunghe.

La fusione, così come avviene all'interno delle stelle, è in realtà molto diversa da ciò che accade in una bomba.

Una "bomba H" è in realtà una miscela di fissione e fusione. La parte di fissione lavora su una reazione a catena : quando un nucleo fissile assorbe un neutrone, vibra follemente e poi si divide in più componenti, in particolare due o tre neutroni. Questi neutroni extra continuano a rompere altri nuclei. Quando viene raggiunta la "massa critica", una media di più di uno di questi neutroni innesca un'ulteriore fissione, portando a una reazione in aumento esponenziale.

Quando vuoi fare la fusione, devi convincere i nuclei caricati positivamente ad avvicinarsi abbastanza l'uno all'altro per una forte interazione per superare la repulsione elettrostatica. Nella fusione controllata , come si cerca in esperimenti in corso come ITER, viene utilizzato il calore: l'elevata energia cinetica indotta dal calore intenso è sufficiente per riunire i nuclei. Il confinamento magnetico viene utilizzato per impedire l'espansione del plasma caldo. Questo è anche ciò che accade all'interno di una stella: la gravitazione mantiene la pressione. Tutto ciò rende la fusione lenta .

In una bomba H, sebbene ci sia davvero molto calore, questo meccanismo non contribuisce in quantità non trascurabili alla fusione . L'intera esplosione implica una palla di fuoco che si espande troppo velocemente; non c'è niente per mantenere i nuclei abbastanza vicini. Invece, il primario (il nucleo di fissione) produce molti fotoni altamente energetici (raggi X) che viaggiano alla velocità della luce, cioè molto più veloci dei neutroni emessi, e anche più dell'onda d'urto. Questi fotoni, quando raggiungono il combustibile deuterio-trizio, inducono la fusione (cedono abbastanza energia ai nuclei per farli danzare come John Travolta e urtare i loro vicini). L'energia di fusione si aggiunge alla palla di fuoco risultante e, soprattutto, emette molti neutroni extra che inducono molta più fissione nel secondario (che usa ancora la fissione).

Pertanto, le bombe H esplodono velocemente perché, in realtà, non sono motori di isolamento termico. Invece, usano la reazione a catena basata sulla fissione per ottenere molti raggi X e neutroni in un tempo molto breve; le reazioni di fusione si aggiungono alla resa dell'arma, ma il loro uso principale è quello di produrre neutroni extra affinché avvenga più fissione. In una moderna bomba H, la fusione e la fissione contribuiscono con quantità simili di energia alla resa totale. La spiegazione comune delle bombe H come "una bomba atomica che scatena una reazione basata sulla fusione molto più forte" è errata.

La pagina di Wikipedia sui progetti di armi nucleari è una buona luogo per iniziare a leggere sull'argomento; include bei schemi e molti suggerimenti.

All'interno di una stella, c'è un equilibrio tra la pressione della gravità e l'espansione del calore. Il nucleo della stella rimane esattamente alla giusta temperatura dove il calore delle reazioni di fusione contrasta la gravitazione. Se la stella è più grande, c'è più gravitazione, quindi più calore e più reazioni, motivo per cui le stelle più grandi vivono meno a lungo (le stelle molto grandi avranno una durata di alcuni milioni di anni, invece di pochi miliardi per le stelle più piccole come il nostro Sole).

Altri hanno fatto notare che la catena protone-protone funziona nella maggior parte delle stelle include un passo lento: quando due protoni si fondono, di solito non rimangono lì e separarsi di nuovo, riassorbendo l'energia di fusione. Affinché i protoni aderiscano, uno di loro deve trasformarsi in un neutrone (emettendo un positrone con carica positiva), un processo che coinvolge l'interazione debole e ha solo una minima probabilità di verificarsi.

Questa particolarità spiega perché le stelle massicce esplodono in supernove. Durante la maggior parte della sua vita (milioni di anni), la stella consuma il suo idrogeno con la catena protone-protone. Quando è stata prodotta una quantità sufficiente di elio, i processi alfa e triplo alfa iniziano a prendere il sopravvento, e poi altri meccanismi di fusione, che sono sostanzialmente più veloci. Le cose poi accadono in poche ore, un tempo molto breve rispetto ai milioni di anni precedenti, ma comunque molto più lungo dei microsecondi durante i quali una bomba H esplode.

Riepilogo: durano milioni o miliardi di anni, invece di semplici ore , a causa della fase di interazione debole nella catena protone-protone. Le bombe H esplodono in pochi microsecondi, invece che in ore, perché si basano su una reazione a catena basata sulla fissione, che consente una cascata esponenziale.

Perché le stelle non sono confinate .

Come dice @MariusMatutiae, la fusione in una stella è mantenuta in equilibrio dal termostato della pressione rispetto alla gravità. Un dispositivo ancora più adatto per l'analogia è una centrale nucleare. Nella potenza di fissione nucleare, le barre di controllo o altri meccanismi regolano la concentrazione in modo da prevenire l'esplosione. Il materiale fissile è posizionato in un equilibrio preciso appena prima della massa critica, evitando il treno in fuga a feedback positivo che consumerebbe rapidamente il carburante.

In una stella, i tassi di fusione termonucleare sono bilanciati contro il procedere rapidamente dall'espansione termica contro la forza di gravità. Invece di allontanare le barre di controllo l'una dall'altra per ridurre la velocità di reazione come nell'energia nucleare, il calore si espande e diminuisce la concentrazione di materiali fusibili.

In una bomba termonucleare, il carburante è deliberatamente confinato da molto elaborati (e in qualche modo segreti) processi, per il rapido utilizzo del carburante.

In una nova o supernova, l'equilibrio è sconvolto e parte del carburante è confinato (ad es. la gravità di una densa stella compagna) e consumato rapidamente.