Ist die Sonne zu klein, um sich selbst zu entzünden?

Stan hat dies im Wesentlichen in seinem Kommentar beantwortet, den ich versuchen werde, etwas mühsamer zu buchstabieren.

Der deutliche Großteil der Energieabgabe unserer Sonne stammt von der Proton-Proton-Kette . Dies wurde bereits in den 1920er Jahren von Eddington befürwortet, aber damals war Ihr grundlegendes Anliegen ein sehr reales und großes Problem. Gegenstände mit gleicher elektrischer Ladung stoßen sich ab. Insbesondere stoßen Protonen andere Protonen ab, da alle Protonen positiv geladen sind. Was sie dann über die Sonne wussten, deutete darauf hin, dass der Kern für Protonen viel zu kalt war, um diese Abstoßung zu überwinden – zumindest nicht annähernd so schnell, wie es offensichtlich notwendig wäre, um eine hell leuchtende Sonne zu erzeugen.

Mit der Entwicklung der Quantenmechanik wurde festgestellt, dass ein Prozess, der als Quantentunneln bekannt ist , zwei Protonen eine Wahrscheinlichkeit ungleich Null verleihen würde, diese Abstoßung zu „überwinden“. Aber nicht in dem Sinne, dass sie plötzlich genug Energie gewinnen (daher steht „Überwindung“ in Anführungszeichen). Stattdessen in dem Sinne, dass der Zustand "zusammengeschmolzen" die gleiche Energie hat wie der Zustand "gerade dabei, sich gegenseitig abzustoßen, bevor eine Fusion stattfinden kann", und sie trotz jeder Zwischenstufe zufällig von letzterem zu ersterem gewechselt haben zwei davon benötigen mehr Energie als zur Verfügung steht. Dass dies möglich ist, ist eines der vielen nicht intuitiven Merkmale der Quantenmechanik, und ich denke, es würde den Rahmen dieser Frage (und Website) sprengen, zu versuchen, viel genauer zu werden.

Doch selbst das konnte nicht erklären, warum unsere Sonne ganz offensichtlich Atome in dem Ausmaß verschmolz, wie es der Fall war. Wenn Sie zwei Protonen miteinander verschmelzen, bleibt ein unglaublich instabiler Zustand übrig: das Diproton. Sobald sich eines davon bildet, zerfällt es praktisch sofort in zwei unterschiedliche Protonen.

In den späten 30er Jahren schlug Hans Bethe (ein Mann, der schließlich den Nobelpreis gewann und Teil des Teams von Los Alamos war, das die Atombombe entwickelte) vor, dass ein weiteres zufälliges quantenmechanisches Ereignis die Lage retten würde: der Beta-Zerfall , ein Merkmal des kürzlich entdeckte fundamentale Kraft, die als schwache Kraft bekannt ist . In dieser Situation durchläuft eines der Protonen im Diproton einen Beta-Zerfall in ein Neutron, bevor sich das Diproton trennt. An diesem Punkt haben Sie einen stabilen Deuteriumkern: ein Proton und ein Neutron.

Dass so viele unwahrscheinliche Ereignisse eintreten müssen, damit zwei Protonen ein Deuterium produzieren, ist der Grund, warum die Sonne ungefähr 10 Milliarden Jahre lebt. Dass die Sonne so hell scheint, ist, wie Sie andeuten, ein reines Zahlenspiel: Es gibt wirklich eine erstaunliche Anzahl von Protonen im Kern der Sonne, also haben wir, obwohl die Proton-Proton-Kette wirklich unwahrscheinlich ist, so viele Chancen dabei, dass es sehr viele erfolgreiche Fusionsveranstaltungen gibt.

Grundsätzlich läuft jede andere Sternfusionsreaktion viel schneller ab als die, die Deuterium produziert. Sie kennen vielleicht die Wasserstoffbombe , die ihren Treibstoff sehr schnell schmilzt. Einer der Hauptunterschiede (und es gibt viele) zwischen der Wasserstoffbombe und einem Stern wie unserer Sonne besteht darin, dass die Bombe Deuterium (und Tritium) zu Helium verschmilzt und nicht die Proton-Proton-Kette verwendet. Sterne müssen große Vorräte an Deuterium direkt produzieren, und dies ist ein langwieriger Prozess, der etwa 90 % des Lebens eines Sterns verbraucht – selbst bei sehr massereichen Sternen, deren Lebensdauer um Größenordnungen kürzer ist als die unserer Sonne.

(Beachten Sie, dass sehr massereiche Sterne in der Tat etwas kompliziertere Bestien sind, aber dies geht wiederum über den Rahmen dieser Frage hinaus.)