Ядерное горение дейтерия

Ядерные процессы
Радиоактивный распад
Альфа-распад Бета-распад Кластерный распад Двойной бета-распад Электронный захват Двойной электронный захват Гамма-излучение Внутренняя конверсия Изомерный переход Нейтронный распад Позитронный распад Протонный распад Спонтанное деление
Нуклеосинтез
Термоядерная реакция Протон-протонный цикл CNO-цикл Ядерное горение дейтерия Ядерное горение лития Тройная гелиевая реакция Гелиевая вспышка Ядерное горение углерода Углеродная детонация Ядерное горение неона Ядерное горение кислорода Ядерное горение кремния Нейтронный захват r-процесс s-процесс Захват протонов: p-процесс rp-процесс Нейтронизация Реакции скалывания Взрывной нуклеосинтез

Ядерное горение дейтерия — реакции термоядерного синтеза, которые происходят в звёздах и некоторых субзвёздных объектах. В этих реакциях принимают участие ядра дейтерия: наиболее распространено слияние с протоном, при котором образуется ядро гелия-3.

Эти реакции могут идти как часть протон-протонного цикла, в котором ядро дейтерия сначала образуется из двух протонов, а могут проходить самостоятельно, с использованием уже существующих запасов дейтерия.

В протозвёздах

Термоядерные реакции с участием дейтерия — одни из наименее требовательных к температуре (ниже только реакция дейтерия с тритием, но из-за слишком короткого периода полураспада тритий не встречается в природе), и могут идти уже при температуре в 10⁶ K^[1]. Как следствие, в протозвёздах первой реакцией термоядерного синтеза становится «горение» дейтерия^[2].

При этом, темп этих реакций довольно сильно зависит от температуры, пропорционально T^11,8. Если случится изменение других параметров, от которых зависит темп реакций, то для сохранения равновесия понадобится очень маленькое изменение температуры. Таким образом, температура в звезде поддерживается примерно на одном уровне, и горение водорода, для начала которого нужна температура порядка 10⁷ K, начинается только после того, как в ядро звезды перестаёт поступать дейтерий.

Дейтерий аккрецирует на протозвезду из околозвёздного пространства, а в ядро попадает из-за того, что протозвезды конвективны до определённого момента времени. Лишь когда конвекция прекращается, заканчивается и горение дейтерия, ядро звезды сжимается и нагревается, пока в нём не загорится водород^[3]. Стадия горения дейтерия длится всего несколько миллионов лет^[4].

В субзвёздных объектах

Если масса объекта меньше 80 M_J, но больше 13 M_J, то горение водорода в нём не начнётся, но будет идти горение дейтерия. Такие объекты называются коричневыми карликами, и они могут светить до ста миллионов лет, в зависимости от массы, пока их запас дейтерия не закончится^[5][6][7].

В планетах

В объектах с твёрдым ядром, то есть, образовавшихся как планеты, тоже возможно горение дейтерия. Их масса, как и для коричневых карликов, также должна превышать 13 M_J, и в таком случае горение дейтерия будет происходить возле твёрдого ядра^[8][9].

Другие варианты реакций

Хотя в горении дейтерия основную роль играет именно слияние дейтерия с протоном и образование гелия-3, возможно несколько различных реакций^[10]:

• ${\displaystyle {^{2}_{1}{\text{D}}}+p\rightarrow {^{3}_{2}{\text{He}}}+\gamma }$
• ${\displaystyle {^{2}_{1}{\text{D}}}+{^{2}_{1}{\text{D}}}\rightarrow {^{4}_{2}{\text{He}}}+\gamma }$
• ${\displaystyle {^{2}_{1}{\text{D}}}+{^{2}_{1}{\text{D}}}\rightarrow {^{3}_{1}{\text{T}}}+{^{1}_{1}p}+\gamma }$
• ${\displaystyle {^{2}_{1}{\text{D}}}+{^{2}_{1}{\text{D}}}\rightarrow {^{3}_{2}{\text{He}}}+{^{1}_{0}n}+\gamma }$
• ${\displaystyle {^{2}_{1}{\text{D}}}+{^{3}_{2}{\text{He}}}\rightarrow {^{4}_{2}{\text{He}}}+{^{1}_{1}p}+\gamma }$
• ${\displaystyle {^{2}_{1}{\text{D}}}+{^{3}_{2}{\text{He}}}\rightarrow {^{5}_{3}{\text{Li}}}+\gamma }$
• ${\displaystyle {^{2}_{1}{\text{D}}}+{^{4}_{2}{\text{He}}}\rightarrow {^{6}_{3}{\text{Li}}}+\gamma }$

Примечания

1. Palla, Francesco. Physics of Star Formation in Galaxies. — Springer-Verlag, 2002. — ISBN 978-3-540-43102-2.
2. Adams, Fred C. The Origin and Evolution of the Universe. — United Kingdom: Jones & Bartlett^[англ.], 1996. — С. 47. — ISBN 978-0-7637-0030-0.
3. Bally, John; Reipurth, Bo. The birth of stars and planets. — Cambridge University Press, 2006. — С. 61. — ISBN 978-0-521-80105-8.
4. Adams, Fred. Origins of existence: how life emerged in the universe (англ.). — The Free Press, 2002. — P. 102. — ISBN 978-0-7432-1262-5.
5. LeBlanc, Francis. An Introduction to Stellar Astrophysics. — United Kingdom: John Wiley & Sons, 2010. — С. 218. — ISBN 978-0-470-69956-0.
6. Lewis, John S. Physics and chemistry of the solar system (англ.). — United Kingdom: Elsevier Academic Press, 2004. — P. 600. — ISBN 978-0-12-446744-6.
7. Chabrier, G. Deuterium Burning in Substellar Objects (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2000. — Vol. 542, no. 2. — P. L119. — doi:10.1086/312941. — Bibcode: 2000ApJ...542L.119C. — arXiv:astro-ph/0009174.
8. Mollière, P. Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2012. — 7 November (vol. 547). — P. A105. — doi:10.1051/0004-6361/201219844. — Bibcode: 2012A&A...547A.105M. — arXiv:1210.0538.
9. Bodenheimer, Peter. Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2013. — 20 June (vol. 770, no. 2). — P. 120. — doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. — Bibcode: 2013ApJ...770..120B. — arXiv:1305.0980.
10. Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. Cauldrons in the cosmos: nuclear astrophysics (англ.). — University of Chicago Press, 1988. — P. 338. — ISBN 978-0-226-72456-0.