Dlaczego proces syntezy słonecznej nie przyspiesza?

Czy mam rację twierdząc, że proces syntezy słonecznej jest stały, tj. X fuzji zachodzi dziennie, mniej więcej? Dlaczego to nie przyspiesza, tzn. Jedno zdarzenie syntezy wytwarza energię dla dwóch zdarzeń syntezy itp.? Czy każde zderzenie atomu powoduje zdarzenie syntezy jądrowej, czy też jest małe prawdopodobieństwo, że nastąpi zdarzenie syntezy jądrowej, więc nie jest to reakcja niekontrolowana? Słyszałem, że prawdopodobieństwo wystąpienia zdarzenia termojądrowego wynosi tylko 1 na 10 ¹² na każde zderzenie.

Czy mam rację twierdząc, że proces syntezy słonecznej jest stały, tj. X fuzji zachodzi dziennie, mniej więcej?

Tak, przynajmniej w ludzkich czasach. Można oczekiwać, że szybkość syntezy w słońcu będzie taka sama dzisiaj, jak kilka tysięcy lat temu lub w przyszłości, dać lub wziąć niewielką część.

Dlaczego to nie przyspiesza, tzn. Jedno zdarzenie syntezy wytwarza energię dla dwóch zdarzeń syntezy itp.?

Energia uwalniana przez stapianie jest szybko dystrybuowana jako energia cieplna w środku Słońca, a różnica temperatur między powierzchnią (około 6000 K) a centrum (szacunkowo 15 milionów K) napędza przepływ energii od gorącej do zimnej.

Czy każde zderzenie atomu powoduje zdarzenie syntezy jądrowej, czy też jest małe prawdopodobieństwo, że nastąpi zdarzenie syntezy jądrowej, więc nie jest to reakcja niekontrolowana?

Fuzja na słońcu nie jest niekontrolowaną reakcją jądrową (jak masa krytyczna uranu w reakcji rozszczepienia).

Teoretycznie możliwe jest niekontrolowane stapianie się, ale ciśnienie i temperatura, jakie mogą wystąpić, nie są zbliżane do jądra Słońca. W przypadku gwiazd stabilnych, takich jak Słońce, siły i przepływy energii są w równowadze - jeśli rdzeń stałby się nieco gorętszy, wówczas ciśnienie wzrosłoby, a gwiazda nieznacznie rozszerzyła się wbrew sile grawitacji w celu kompensacji. Interesujące rzeczy zdarzają się, gdy gwiazdy wypadają z równowagi, aw niektórych scenariuszach może dojść do niekontrolowanego zapłonu termojądrowego .

Ponadto ten punkt równowagi porusza się podczas życia gwiazdy, gdy zmienia się jej mieszanka pierwiastków w wyniku fuzji. Jest to przewidywalne dla wielu gwiazd i stanowi podstawę głównych gwiazd sekwencji na diagramie Hertzsprunga-Russella

Słyszałem, że prawdopodobieństwo wystąpienia zdarzenia syntezy wynosi tylko 1 na 10 ^ 12 dla każdego zderzenia

Nie znam dokładności tego, ale wydaje się rozsądne. Definicja „kolizji” staje się nieco arbitralna w tak gorącym, gęstym środowisku. Jeśli uwzględnisz tylko podejścia wystarczająco bliskie, aby silna siła jądrowa zdominowała interakcję, stosunek może być wyższy.

Innym faktem, który mnie zainteresował w tym samym obszarze, jest to, że gęstość mocy z syntezy jądrowej - tj. Watów na metr sześcienny substancji - na słońcu jest mniej więcej taka sama, jak w przypadku typowej hałdy kompostowej . Jest to zupełnie inne środowisko niż wnętrze eksperymentu z reaktorem termojądrowym lub bomby termojądrowej, które mają znacznie większą gęstość mocy.

Nie, szybkość fuzji Słońca nie jest absolutnie stała w czasie. Słońce stopniowo staje się coraz jaśniejsze, a jasność tę zapewnia prawie wyłącznie fuzja w rdzeniu. Jednak tempo wzrostu nie jest duże, rzędu 10% na miliard lat.

Proces syntezy jest niezwykle wolny (i nieefektywny pod względem uwalniania energii na jednostkę objętości) - Słońce uwalnia tylko 250 W / m$^3$w jego rdzeniu. Powodem tego jest to, że zdarzenia fuzji są niezwykle mało prawdopodobne, wymagając, aby dwa protony pokonały barierę kulombowską między nimi, a jeden z protonów odwrócił rozpad beta w neutron, tworząc jądro deuteru.

Średni czas życia protonu przeciw temu procesowi w rdzeniu wynosi $10^{10}$ lat (czas życia Słońca), co oznacza szybkość syntezy na proton $3 \times 10^{-18}$ s$^{-1}$. Możemy to porównać do prędkości kolizji między protonami, przyjmując, że średnia prędkość termiczna wynosi$v \simeq (3k_B T/m_p)^{1/2} = 600$ km / s dla temperatury rdzenia wynoszącej $15\times 10^{6}$ k, gęstość liczby protonów wynosząca $n_p \sim 6 \times 10^{31}$ m$^{-3}$ w rdzeniu i przekroju kolizyjnym $\sigma \sim \pi (\hbar/mv)^2$, gdzie pojęcie w nawiasach oznacza zmniejszoną długość fali de Broglie. Łącząc te rzeczy, współczynnik kolizji wynosi$n_p \sigma v \sim 10^{12}$ s$^{-1}$.

Porównując te dwie stawki, możemy stwierdzić, że tylko około 1 cala $3\times 10^{29}$ zderzenia kończą się fuzją.

Jeśli szybkość fuzji Słońca gwałtownie wzrośnie, wówczas nastąpi rozszerzenie Słońca, jądro stałoby się mniej gęste, a szybkość fuzji spadłaby. Zasadniczo działa to jako termostat, utrzymując Słońce dokładnie w odpowiedniej temperaturze, aby utrzymać własną wagę i dostarczyć jasność wydobywającą się z jego powierzchni.

Co więcej, zwykłe wyjaśnienie, dlaczego fuzja nie ucieka, jest niepełne. Prosta historia, która nie może być pełną historią, polega na tym, że jeśli fuzja zachodzi zbyt szybko, ciepło gromadzi się i wytwarza nadciśnienie. To nadciśnienie powoduje ekspansję, a ekspansja działa, co obniża temperaturę i obniża fuzję, aż dopasuje się do szybkości ucieczki promieniowania.

Powodem tego jest niepełne to, że prace ekspansyjne nie wywołują stabilności, jeśli występują tylko przy stałym ciśnieniu zewnętrznym, ta ilość pracy jest zawsze niewystarczająca do jej ustabilizowania (co prowadzi do „błysków powłoki” w późniejszym okresie życia gwiazdy) . Jedyną rzeczą, która może ustabilizować fuzję, jest dodatkowa praca przeciw grawitacji , co można łatwo zobaczyć na podstawie uwzględnienia grawitacji w takiej analizie. Dlatego ważne jest, aby lokalny uciekinier miał wynik podnoszenia gazu z centrum słonecznego, wykonując w ten sposób pracę grawitacyjną - ważny szczegół zwykle pomijany w wyjaśnieniach. Rzeczywiście, bardziej sprawiedliwym byłoby stwierdzenie, że synteza słoneczna jest stabilizowana przez połączenie pracy rozszerzania i podnoszenia grawitacyjnego.