Quantentod der Sterne

Sternfusion und Supernovae werden durch Quantenteilchen-Wechselwirkungen (auf massiven Skalen) gesteuert. Im Allgemeinen gibt es viele Möglichkeiten für Partikel, mit unterschiedlichen Wahrscheinlichkeiten zu interagieren, zu zerfallen usw. Um die Physik eines Systems richtig zu verstehen, müssen alle Möglichkeiten (bis hin zu einer Fehlertoleranz in der Praxis) berücksichtigt werden.

Oft sieht man Sätze der Form „Situation X begünstigt Reaktion Y“. Das bedeutet, dass die Bedingungen (X) die Wahrscheinlichkeit von Y größer machen als jede andere mögliche Reaktion, aber es ist nicht gleichbedeutend damit, dass Y Wahrscheinlichkeit 1 hat. Einige mögen es vorziehen, diese Formulierung zu verwenden, wenn die Wahrscheinlichkeit von Y in gewissem Sinne hoch ist größer als jede andere Veranstaltung.

Die Proton-Proton-Kette , die die Hauptsequenzstufe eines Sterns regiert, ist ein hervorragendes Beispiel dafür, warum man die Reaktionen, die nicht begünstigt werden, nicht außer Acht lassen kann. Wenn Sie das täten, würden Sie daraus schließen, dass unsere eigene Sonne nicht zur Fusion fähig ist. Die „bevorzugte“ Reaktion für zwei wechselwirkende Protonen in einem Stern wie unserer Sonne besteht darin, dass sie dank der Coulomb-Abstoßung einfach voneinander abprallen . Die Protonen haben einfach nicht genug Energie, um diese Abstoßung zu überwinden, um eine Fusion einzugehen. Technisch gesehen ist diese Aussage auch nicht Wahrscheinlichkeit 1, sondern sehr nahe dran. Sondern ein unwahrscheinliches QuantentunnelnEvent ist es möglich, diese Potentialbarriere zu umgehen, sodass die wechselwirkenden Protonen fusionieren können, wenn sie genau richtig kollidieren und die Würfel sie bevorzugen. Aber ein Diproton ist instabil. Die stark bevorzugte Reaktion in diesem Zustand besteht darin, dass das Diproton sofort in zwei Protonen zerfällt . Aber es besteht eine geringe Chance, dass eines der Protonen stattdessen einen Beta-Zerfall in ein Neutron erfährt, an welchem ​​Punkt Sie einen stabilen Heliumkern haben. Dass diese Dinge so unwahrscheinlich sind, ist ein wesentlicher Faktor dafür, warum unsere Sonne Milliarden von Jahren braucht, um genug von ihrem Wasserstoff (auch bekannt als Protonen) zu erschöpfen, um die Heliumfusion einzuleiten und die Hauptstufe zu verlassen. Selbst sehr große Sterne brauchen deswegen noch Millionen von Jahren.

Während also die Proton-Proton-Reaktion ziemlich unwahrscheinlich ist, sind Sterne einfach so riesig, dass es nicht nur eine virtuelle Gewissheit ist, dass eine Proton-Proton-Reaktion Helium ergeben wird, sondern dass es tatsächlich eine virtuelle Gewissheit ist, dass die Reaktionen in großem Umfang stattfinden werden Zahlen und kontinuierlich, bis die verfügbaren Reaktanten schwinden.

Das andere Extrem sind Supernovae. Es gibt viele Arten von Supernovae, aber die allgemein bekannten Typen – die äußeren Schichten kollabieren und prallen dann heftig vom Kern ab – weisen einen plötzlichen Verlust des Strahlungsdrucks auf, weil bestimmte endotherme Reaktionen günstig werden. Die Eisenproduktion durch Fusion ist hier der Übeltäter: Es braucht mehr Energie, um es zu fusionieren, als freigesetzt wird. Der letzte Bruchteil einer Sekunde im Leben dieser Art von Stern ist, wenn die Bedingungen die Produktion von Eisen durch Fusion begünstigen. Begünstigt es lächerlicherweise, da ich wirklich meine, dass es der letzte Bruchteil einer Sekunde ist. Es besteht eine unvorstellbar geringe Chance, dass diese Eisenproduktion für einen bestimmten Zeitraum ausbleibt, und wenn sie lange genug zum Stillstand kommt, wird der Stern wahrscheinlich ein anderes Ereignis durchlaufen. Siehe auch Davids Antwort für eine weitere höchst unwahrscheinliche, aber technisch mögliche,

Angenommen, Sie sammeln 11,0114 Gramm Kohlenstoff-11, kommen 27,11 Stunden (80 Halbwertszeiten) später zurück und sehen, was aus Ihrer Probe geworden ist. Das wahrscheinlichste Ergebnis: Sie werden feststellen, dass Sie 11,0093 Gramm Bor-11 und absolut kein Kohlenstoff-11 haben. Sie könnten ein oder zwei Atome Kohlenstoff-11 unter diesen 11,0093 Gramm Bor-11 finden.

Was ist mit anderen Ergebnissen, zum Beispiel, wie hoch ist die Wahrscheinlichkeit, dass kein einziges dieser Avogadro-Kohlenstoff-11-Atome über einen Zeitraum von 27,11 Stunden in Bor-11 zerfällt?

Es ist „technisch möglich“, dass keines der Kohlenstoff-11-Atome von Avogadro in 27,11 Stunden zerfällt. Die Wahrscheinlichkeit, dass ein einzelnes Kohlenstoff-11-Atom in diesem Zeitintervall nicht zerfallen ist, beträgt$2^{-80}$. Das ist eine winzige Zahl. Die Wahrscheinlichkeit, dass nicht ein einziges dieser Avogadro-Kohlenstoff-11-Atome zerfallen ist, ist groß$\left(2^{-80}\right)^{6\times 10^{23}}$, oder weniger als eins von einem in$10^{10^{25}}$. Das ist nicht nur eine winzige Zahl. Der Unterschied zwischen "technisch möglich" und "kann nicht passieren" ist im Wesentlichen Null.

Wie ist dies anwendbar? Dieses Ergebnis ist zum Beispiel auf einen Weißen Zwerg anwendbar, der Masse von einem Doppelsternpaar stiehlt und sich in einen Neutronenstern verwandelt, anstatt eine Supernova vom Typ 1A zu werden, wenn sich die Masse des Weißen Zwergs der Chandrasekhar-Grenze nähert. Alles, was es braucht, ist eine winzige Anzahl (vielleicht nur eine) Kohlenstoff-Kohlenstoff-Fusionsreaktionen. Die Wahrscheinlichkeit, dass dies nicht passieren wird, da die Masse immer näher an die Chandrasekhar-Grenze kommt, ist nicht nur gering. Es ist kleiner als kleiner als klein.

Aber es ist "technisch möglich".