¿Por qué la fusión nuclear de una estrella no la hace explotar?

Question

Tengo una pregunta bastante ingenua. En estrellas como el Sol, ¿qué impide que todo el conjunto explote a la vez? ¿Por qué la fusión nuclear se produce lentamente? Sólo puedo suponer que algo de la fusión está luchando contra la gravedad y ralentizando la fusión y que cuando ese proceso termina la gravedad vuelve a iniciar el proceso de fusión.

Answer 1

La fusión que se produce en el núcleo del Sol no se produce en nada parecido a las condiciones que se pueden pensar en una bomba, o en un reactor de fusión. En concreto, se produce a temperaturas mucho más bajas y a un ritmo mucho menor. Un metro cúbico de material en el núcleo solar sólo libera unos 250 W de energía por fusión.

La tasa de fusión viene determinada por la temperatura (y, en menor medida, por la densidad) del núcleo. Ésta, a su vez, está fijada por la necesidad de una presión gradiente para equilibrar el peso del material que lo presiona desde arriba. A 15 millones de kelvin (la temperatura del núcleo, muy inferior a la de las bombas nucleares o los reactores de fusión), el protón medio tiene una vida de varios miles de millones de años antes de convertirse (con otros tres) en un núcleo de helio. Hay dos razones por las que esto es lento. En primer lugar, hay que conseguir que los protones, que se repelen electromagnéticamente, se acerquen lo suficiente como para sentir la fuerza nuclear fuerte. Por eso se necesitan altas temperaturas. En segundo lugar, como el diprotón es inestable, uno de los protones debe transformarse en neutrón mediante una interacción de fuerza débil, mientras se encuentra en el estado inestable del diprotón, para formar un núcleo de deuterio. Esto es intrínsecamente improbable y significa que la cadena de reacción global hacia el helio es muy lenta.

La razón por la que no se produce una explosión similar a la de una bomba es que no hay ningún problema en desplazar 250 W por metro cúbico fuera del núcleo, del mismo modo que un montón de abono, que genera aproximadamente la misma densidad de potencia, no explota espontáneamente. En el caso de una estrella, todo el calor adicional se traduce en más radiación que se difunde y en trabajo realizado en la expansión de la estrella. Como resultado, la temperatura del núcleo es estable. En última instancia, cualquier energía adicional emerge como luz solar en la fotosfera solar.

Si por alguna razón, la opacidad a la radiación en el núcleo aumentara, entonces la temperatura subiría y se generaría más energía por fusión. Esto es exactamente lo que ocurre en el núcleo cuando más hidrógeno se convierte en helio; la temperatura del núcleo y la luminosidad aumentan, pero lentamente, en escalas de tiempo de miles de millones de años.

Answer 2

Si la fusión fuera más rápida, el núcleo se calentaría más, se expandiría y se volvería menos denso, y con menos densidad, la fusión se ralentizaría.

La secuencia principal en estrellas como el Sol avanza mucho más lentamente que otras etapas. Esto se debe a que la reacción en cadena p-p comienza con la fusión de dos protones para formar un diprotón, o helio-2. El diprotón es inestable y suele decaer inmediatamente en dos protones, pero Bethe se dio cuenta de que en raras ocasiones decae por una reacción débil, liberando un neutrino y un positrón para formar un núcleo de deuterio, hidrógeno- 2. Como este segundo proceso es tan raro, limita la tasa de fusión estelar de modo que las estrellas pasan la mayor parte de su vida en la secuencia principal

Answer 3

La fusión en las estrellas requiere enormes presiones y temperaturas.

Cualquier cuerpo, incluidas las estrellas, está sometido a su propio campo gravitatorio. En cualquier punto del interior de un cuerpo esféricamente simétrico (al que se aproximan bien la mayoría de las estrellas) la fuerza gravitatoria será debida a toda la masa "por debajo" de ese punto, entre ese punto y el centro. Esa fuerza gravitatoria apunta, obviamente, hacia el interior.

Sin embargo, toda la masa que se encuentra fuera de ese radio también es atraída hacia adentro y ejerce presión sobre el material que se encuentra debajo. Esto se suma a la fuerza gravitatoria del material del interior.

Así que existen enormes presiones en el núcleo. A medida que la presión aumenta, las condiciones para la fusión son cada vez más probables. Cuando se produce la fusión, la región del núcleo que puede permitir la fusión se mantiene contenida por la presión del material fuera de ese núcleo, que no puede fusionarse. Hay que tener en cuenta que la fusión no se produce en todas las partes de la estrella, sino sólo en la región del núcleo que ha alcanzado presiones suficientemente altas.

La energía generada por la fusión mantiene todo caliente (de forma simplificada) y a las cosas calientes les gusta expandirse y producir una presión hacia el exterior. Es la presión hacia el exterior de la energía térmica del núcleo de la fusión (que se transmite por radiación y convección a toda la estrella y, finalmente, al exterior de la estrella en forma de luz) la que impide el colapso gravitatorio del núcleo debido a la fuerza de todo lo que presiona "hacia abajo".

Así que es la fuerza gravitatoria que el cuerpo ejerce sobre sí mismo la que impide que "explote" porque provoca la fusión que genera calor que empuja contra el colapso.

¿Por qué la fusión nuclear se produce lentamente?

Lento es un término relativo, pero la tasa de fusión se decide por la presión y la temperatura dentro de la estrella. Curiosamente, las estrellas más pequeñas tienden a vivir más tiempo. Esto, de forma muy simplista, se debe a que las presiones en el núcleo son relativamente bajas y la cantidad de fusión que puede mantener y el tamaño del núcleo en fusión son correspondientemente pequeños. Las estrellas más grandes tienen más presión y núcleos más grandes y pueden arder con relativa rapidez. Las razones detalladas de la vida de las estrellas son algo más complejas. Si quieres leer más sobre esto, te sugiero que leas, por ejemplo, las páginas de Wikipedia sobre estrellas enanas rojas y Nucleosíntesis estelar .

Answer 4

Las estrellas viven la mayor parte de su vida (véase la secuencia principal) en un equilibrio dinámico. Si el núcleo se calienta en exceso debido al aumento de la producción de calor, la estrella se expande y el ritmo de la fusión disminuye.

En la mayoría de los casos, el equilibrio también es bastante estable y la estrella no oscila su producción de calor. Bueno, algunas estrellas SÍ oscilan su luminosidad, pero eso ocurre sobre todo fuera del núcleo (véase el ejemplo de la cefeida).

A veces se pierde el equilibrio (véase el ejemplo de la supernova) y vemos una verdadera explosión nuclear "de golpe". Bueno, para un objeto tan grande no ocurre nada "a la vez", el proceso tarda minutos u horas, pero sigue siendo bastante rápido comparado con la vida de la estrella.

p.d. de hecho, las estrellas empiezan a brillar incluso antes de poner en marcha el reactor nuclear en sus núcleos. La primera luz proviene del colapso gravitacional de la nube de gas inicial. El calor adicional de las reacciones nucleares sólo detiene el colapso durante un tiempo (algunos millones o miles de millones de años).

Answer 5

Una explosión siempre requiere una proceso de autoaceleración . Si se prende fuego a un montón de combustible convencional, éste no explotará: consumirá rápidamente todo el oxígeno del aire circundante y el proceso se ralentizará a la espera de que haya más oxígeno disponible. Si quiere hacer un explosivo, necesitará un oxidante: una sustancia que libere oxígeno normalmente en respuesta a la temperatura. De este modo, el calor del fuego liberará más oxígeno que creará más fuego, etc.

Una reacción termonuclear se acelera por la densidad. En una bomba de hidrógeno, la autoaceleración se consigue al iniciar la reacción alrededor de una masa de hidrógeno, de modo que la onda de choque del hidrógeno ya consumido comprime el resto de la carga, que a su vez comienza a fusionarse, creando aún más presión.

En una estrella, la reacción termonuclear ocurre en el núcleo El calor que genera empuja el resto de la materia, reduciendo la densidad y ralentizando la reacción. El sistema alcanza entonces un equilibrio en el que cualquier cambio de densidad es neutralizado por el propio sistema.