Nuklear forbrænding af deuterium

Deuterium-kerneforbrænding  er en termonuklear fusionsreaktion , der forekommer i stjerner og nogle substellare objekter . Deuteriumkerner deltager i disse reaktioner : den mest almindelige fusion med en proton , hvori der dannes en helium -3- kerne .

Disse reaktioner kan finde sted som en del af en proton-proton-cyklus , hvor en deuteriumkerne først dannes af to protoner , eller de kan finde sted uafhængigt af hinanden ved at bruge allerede eksisterende reserver af deuterium.

I protostjerner

Termonukleære reaktioner, der involverer deuterium, er blandt de mindst krævende for temperatur (kun reaktionen mellem deuterium og tritium er lavere, men på grund af den for korte halveringstid forekommer tritium ikke i naturen), og kan forløbe allerede ved en temperatur på 10 6 K [1] . Som følge heraf er den første reaktion af termonuklear fusion i protostjerner "afbrændingen" af deuterium [2] .

Samtidig afhænger hastigheden af ​​disse reaktioner ret stærkt af temperaturen, proportional med T 11,8 . Hvis der er en ændring i andre parametre, som reaktionshastigheden afhænger af, så er en meget lille ændring i temperaturen nødvendig for at opretholde ligevægt. Således holdes temperaturen i stjernen nogenlunde på samme niveau, og forbrændingen af ​​brint, som kræver en temperatur i størrelsesordenen 10 7 K, begynder først efter, at deuterium holder op med at trænge ind i stjernens kerne.

Deuterium samler sig på en protostjerne fra det cirkumstellare rum og kommer ind i kernen på grund af det faktum, at protostjerner er konvektive op til et bestemt tidspunkt. Først når konvektionen stopper, ophører afbrændingen af ​​deuterium, stjernens kerne krymper og opvarmes, indtil brint i den antændes [3] . Deuteriumbrændingsstadiet varer kun et par millioner år [4] .

I substellare objekter

Hvis massen af ​​objektet er mindre end 80 M J , men mere end 13 M J , vil forbrændingen af ​​brint i det ikke starte, men forbrændingen af ​​deuterium vil fortsætte. Sådanne genstande kaldes brune dværge , og de kan skinne i op til hundrede millioner år, afhængig af deres masse, indtil deres forsyning af deuterium løber tør [5] [6] [7] .

I planeter

I objekter med en fast kerne, det vil sige dannet som planeter, er deuteriumforbrænding også mulig. Deres masse, såvel som for brune dværge, bør også overstige 13 M J , og i dette tilfælde vil deuteriumforbrænding forekomme nær den faste kerne [8] [9] .

Andre reaktioner

Selvom det er fusionen af ​​deuterium med en proton og dannelsen af ​​helium-3, der spiller hovedrollen i forbrændingen af ​​deuterium, er flere forskellige reaktioner mulige [10] :

Noter

  1. ↑ Palla, Francesco. Fysik af stjernedannelse i galakser . - Springer-Verlag , 2002. - ISBN 978-3-540-43102-2 .
  2. ↑ Adams, Fred C. Universets oprindelse og udvikling . Storbritannien: Jones & Bartlett, 1996. - S. 47. - ISBN 978-0-7637-0030-0 .
  3. ↑ Bally, John; Reipurth, Bo. Fødslen af ​​stjerner og planeter . - Cambridge University Press , 2006. - S. 61. - ISBN 978-0-521-80105-8 .
  4. ↑ Adams, Fred. Tilværelsens oprindelse: hvordan liv opstod i universet  (engelsk) . - Den frie presse, 2002. - S. 102. - ISBN 978-0-7432-1262-5 .
  5. ↑ LeBlanc, Francis. En introduktion til stjernernes astrofysik . - Storbritannien: John Wiley & Sons , 2010. - S. 218. - ISBN 978-0-470-69956-0 .
  6. ↑ Lewis, John S. Solsystemets fysik og kemi  . - Storbritannien: Elsevier Academic Press , 2004. - S. 600. - ISBN 978-0-12-446744-6 .
  7. ↑ Chabrier, G. Deuterium Burning in Substellar Objects  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - Vol. 542 , nr. 2 . — P.L119 . - doi : 10.1086/312941 . - . - arXiv : astro-ph/0009174 .
  8. ↑ Mollière, P. Deuterium, der brænder i objekter, der dannes via kernetilvækstscenariet  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2012. - 7. november ( bind 547 ). — P. A105 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219844 . - . - arXiv : 1210.0538 .
  9. ↑ Bodenheimer, Peter. Deuterium-brænding i massive kæmpeplaneter og brune dværge med lav masse dannet af kerne-kerne-tilvækst  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - 20. juni ( vol. 770 , nr. 2 ). — S. 120 . - doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . - . - arXiv : 1305.0980 .
  10. ↑ Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. Kedel i kosmos : nuklear astrofysik  . - University of Chicago Press , 1988. - S. 338. - ISBN 978-0-226-72456-0 .