Синтез дейтерия , также называемый горением дейтерия , — это реакция ядерного синтеза , которая происходит в звездах и некоторых субзвездных объектах , в которой ядро дейтерия (дейтрон) и протон объединяются, образуя ядро гелия-3 . Она происходит как вторая стадия цепной реакции протон-протон , в которой дейтрон, образованный из двух протонов, сливается с другим протоном, но может также происходить из первичного дейтерия.
Дейтерий ( 2 H) является наиболее легко синтезируемым ядром, доступным для аккрецирующих протозвезд , [ 1] и такой синтез в центре протозвезд может происходить, когда температура превышает 10 6 K. [2] Скорость реакции настолько чувствительна к температуре, что температура не поднимается намного выше этого значения. [2] Энергия, вырабатываемая при синтезе, вызывает конвекцию, которая переносит вырабатываемое тепло на поверхность. [1]
Если бы не было 2 H, доступных для синтеза, то звезды набрали бы значительно меньше массы в фазе до главной последовательности , так как объект коллапсировал бы быстрее, и более интенсивный синтез водорода произошел бы и не позволил бы объекту аккрецировать материю. [2] Синтез 2 H допускает дальнейшее наращивание массы, действуя как термостат, который временно останавливает повышение центральной температуры выше примерно одного миллиона градусов, температуры недостаточно высокой для синтеза водорода, но дающей время для накопления большей массы. [3] Когда механизм переноса энергии переключается с конвективного на радиационный, перенос энергии замедляется, позволяя температуре повышаться, а синтез водорода вступать в силу стабильным и устойчивым образом. Синтез водорода начнется при10 7 К .
Скорость генерации энергии пропорциональна произведению концентрации дейтерия, плотности и температуры. Если ядро находится в стабильном состоянии, генерация энергии будет постоянной. Если одна переменная в уравнении увеличивается, две другие должны уменьшаться, чтобы поддерживать постоянную генерацию энергии. При повышении температуры до степени 11,8 потребуются очень большие изменения либо концентрации дейтерия, либо его плотности, чтобы привести даже к небольшому изменению температуры. [2] [3] Концентрация дейтерия отражает тот факт, что газы представляют собой смесь обычного водорода, гелия и дейтерия.
Масса, окружающая лучистую зону, все еще богата дейтерием, и дейтериевый синтез происходит во все более тонкой оболочке, которая постепенно движется наружу по мере роста лучистого ядра звезды. Генерация ядерной энергии в этих внешних областях с низкой плотностью заставляет протозвезду разбухать, задерживая гравитационное сжатие объекта и откладывая его прибытие на главную последовательность. [2] Общая энергия, доступная при синтезе 2 H, сопоставима с той, которая выделяется при гравитационном сжатии. [3]
Из-за дефицита дейтерия в космосе, запасы протозвезды ограничены. Через несколько миллионов лет он будет фактически полностью израсходован. [4]
Водородный синтез требует гораздо более высоких температур и давлений, чем дейтериевый, поэтому существуют объекты, достаточно массивные, чтобы сжечь 2 H, но недостаточно массивные, чтобы сжечь обычный водород. Эти объекты называются коричневыми карликами , и имеют массу от 13 до 80 масс Юпитера . [5] Коричневые карлики могут светить в течение ста миллионов лет, прежде чем их запас дейтерия сгорит. [6]
Объекты выше минимальной массы для синтеза дейтерия (минимальная масса для сжигания дейтерия, DBMM) расплавят весь свой дейтерий за очень короткое время (~4–50 млн лет), тогда как объекты ниже этого будут сжигать мало и, следовательно, сохранят свое первоначальное содержание 2 H. «Кажущаяся идентификация свободно плавающих объектов или планет-изгоев ниже DBMM предполагает, что формирование звездообразных объектов продолжается ниже DBMM». [7]
Начало горения дейтерия называется дейтериевой вспышкой. [8] Нестабильность, вызванная горением дейтерия после этой начальной дейтериевой вспышки, была предложена для звезд с очень малой массой в 1964 году М. Габриэлем. [9] [10] В этом сценарии звезда с малой массой или коричневый карлик, который является полностью конвективным, станет пульсационно нестабильным из-за чувствительности ядерной реакции к температуре. [10] Эту пульсацию трудно наблюдать, поскольку считается, что начало горения дейтерия начинается при <0,5 млн лет для звезд с >0,1 M ☉ . В это время протозвезды все еще глубоко погружены в свои околозвездные оболочки . Коричневые карлики с массами от 20 до 80 М Дж должны быть более легкими целями, поскольку начало горения дейтерия происходит в более старшем возрасте от 1 до 10 млн лет. [10] [11] Наблюдения за звездами с очень малой массой не смогли обнаружить изменчивость, которая могла бы быть связана с нестабильностью, вызванной горением дейтерия, несмотря на эти предсказания. [12] Руис-Родригес и др. предположили, что эллиптическая оболочка из оксида углерода вокруг молодого коричневого карлика SSTc2d J163134.1-24006 возникла из-за сильной вспышки дейтерия, напоминающей вспышку гелиевой оболочки в старых звездах. [11]
Было показано, что дейтериевый синтез также возможен на планетах. Массовый порог для начала дейтериевого синтеза на поверхности твердых ядер также составляет около 13 масс Юпитера (1 M J =1,889 × 10 27 кг ). [13] [14]
Хотя синтез с протоном является доминирующим способом потребления дейтерия, возможны и другие реакции. Они включают синтез с другим дейтроном для образования гелия-3 , трития или , реже, гелия-4 , или с гелием для образования различных изотопов лития . [15] Пути включают: [ необходима цитата ]