Explicação cientifica da bomba h

Na bomba de hidrogênio, um disparador de bomba atômica inicia uma reação de fusão nuclear num composto químico de deutério e trítio, produzindo instantaneamente o hélio-4, que por sua vez reage com o deutério. Porém, os cientistas militares foram mais além, no que diz respeito ao poder destrutivo da bomba, envolvendo-a em urânio natural. Os poderosos neutrão libertos pela fusão causam depois uma explosão por fissão nuclear no invólucro de urânio.

Para que uma reação nuclear ocorra, as partículas precisam vencer a Barreira de Coulomb repulsiva entre as partículas (descoberta por Charles Augustin de Coulomb, 1736-1806), dada por V = \frac{Z_1Z_2 e^2}{R}=1,44 \frac{Z_1Z_2}{R(fm)}{MeV}, enquanto que a energia cinética entre as partículas é determinada por uma distribuição de velocidades de Maxwell-Boltzmann correspondente à energia térmica kT = 8,62 \times 10^{-8} T

Para temperaturas da ordem de dezenas a centenas de milhões de graus, a energia média das partículas interagentes é muitas ordens de magnitudes menor do que a barreira Coulombiana que as separa. As reações ocorrem pelo efeito de tunelamento quântico, proposto em 1928 pelo físico russo-americano George Gamow (1904-1968). As partículas com maior chance de penetrar a barreira são aquelas com a máxima energia na distribuição de Maxwell-Boltzmann (dada por {C}^{12} + 4H \rightarrow C^{12} + {He} + 2e^+ + 2\nu_e + \gamma).

A explicação de von Weizäcker e Critchfield para as reacções de fusão nuclear que mantêm o brilho das estrelas é dada pela equação 4{H} \rightarrow {He}^4 + e^+ + \nu_e + \gamma. Hoje em dia, o valor aceito para a temperatura do núcleo do Sol é de 15 milhões de Kelvin, e a esta temperatura, como explicitado por Bethe no seu artigo, o ciclo próton-próton domina.

A liberação de energia pelo ciclo do carbono é proporcional à 20ª potência da temperatura, como explicitado em \epsilon_{CNO} \propto T^{20}, para temperaturas da ordem de 10 milhões de K, como no interior do Sol. Já para o