Солнце слишком маленькое, чтобы самовоспламениться?

Стэн, по сути, ответил на это в своем комментарии, который я попытаюсь изложить немного подробнее.

Значительная часть энергии, вырабатываемой нашим Солнцем, исходит от протон-протонной цепи . Это отстаивал Эддингтон еще в 1920-х годах, но в то время ваша основная забота была очень реальной и серьезной проблемой. Объекты с одинаковыми электрическими зарядами отталкиваются друг от друга. В частности, протоны будут отталкивать другие протоны, поскольку все протоны имеют положительный заряд. То, что они тогда знали о Солнце, указывало на то, что ядро ​​было слишком холодным для того, чтобы протоны могли преодолеть это отталкивание — по крайней мере, даже близко не близко к той скорости, которая, очевидно, была необходима для создания ярко сияющего Солнца.

С развитием квантовой механики было установлено, что процесс, известный как квантовое туннелирование , дает двум протонам ненулевую вероятность «преодолеть» это отталкивание. Но не в том смысле, что они просто внезапно набирают достаточно энергии (отсюда и «преодоление» в кавычках). Вместо этого в том смысле, что состояние «слияния вместе» имеет ту же энергию, что и состояние «вот-вот оттолкнутся друг от друга до того, как может произойти слияние», и они просто случайным образом переключились от последнего к первому, несмотря на каждую промежуточную стадию между два из них требуют больше энергии, чем доступно. То, что это возможно, является одной из многих неинтуитивных особенностей квантовой механики, и я думаю, что это выходит за рамки этого вопроса (и сайта), чтобы попытаться уточнить его.

Тем не менее, даже это не могло объяснить, почему наше Солнце явно сплавляло атомы до такой степени, как это было. Если вы соедините два протона вместе, у вас останется невероятно нестабильное состояние: дипротон. Как только одна из этих форм образуется, она сразу же распадается на два отдельных протона.

В конце 30-х годов Ганс Бете (человек, который в конечном итоге получил Нобелевскую премию и был частью команды Лос-Аламоса, разработавшей атомную бомбу) предположил, что еще одно случайное квантово-механическое событие спасет положение: бета-распад , особенность атомной бомбы. недавно обнаруженное фундаментальное взаимодействие, известное как слабое взаимодействие . В этой ситуации один из протонов в дипротоне подвергается бета-распаду в нейтрон до того, как дипротон отделится, и в этот момент у вас будет стабильное ядро ​​дейтерия: один протон и один нейтрон.

То, что должно произойти так много маловероятных событий, чтобы два протона произвели один дейтерий, является причиной того, что время жизни Солнца составляет примерно 10 миллиардов лет. То, что Солнце сияет так ярко, как вы предполагаете, является чистой игрой чисел: в ядре Солнца поистине чудовищное количество протонов, поэтому, хотя протон-протонная цепочка действительно маловероятна, у нас очень много шансов. при этом, что происходит великое множество успешных фьюжн-событий.

В основном любая другая реакция звездного синтеза протекает гораздо быстрее, чем те, которые производят дейтерий. Возможно, вы знакомы с водородной бомбой , которая очень быстро взрывает свое топливо. Одно из ключевых отличий (а их много) между водородной бомбой и звездой, подобной нашему Солнцу, заключается в том, что бомба сплавляет дейтерий (и тритий) в гелий, а не использует протон-протонную цепь. Звезды должны производить большие запасы дейтерия напрямую, и это длительный процесс, который занимает примерно 90% жизни звезды — даже для очень массивных звезд, продолжительность жизни которых на порядки меньше, чем у нашего Солнца.

(Обратите внимание, что очень массивные звезды на самом деле являются довольно сложными существами, но это опять-таки выходит за рамки этого вопроса)