Jaderné spalování deuteria

Jaderné spalování deuteria  je termonukleární fúzní reakce , ke které dochází ve hvězdách a některých subhvězdných objektech . Těchto reakcí se účastní jádra deuteria : nejčastější fúze s protonem , při které vzniká jádro helia-3 .

Tyto reakce mohou probíhat jako součást proton-protonového cyklu , ve kterém se nejprve vytvoří jádro deuteria ze dvou protonů , nebo mohou probíhat nezávisle s využitím již existujících zásob deuteria.

V protostars

Termonukleární reakce zahrnující deuterium patří k teplotně nejméně náročným (pouze reakce deuteria s tritiem je nižší, ale kvůli příliš krátkému poločasu rozpadu se tritium v ​​přírodě nevyskytuje) a mohou probíhat již při teplotě 10 6 K [1] . Výsledkem je, že u protohvězd je první reakcí termonukleární fúze „spalování“ deuteria [2] .

Rychlost těchto reakcí přitom dosti silně závisí na teplotě, úměrně T 11,8 . Pokud dojde ke změně jiných parametrů, na kterých závisí rychlost reakcí, pak je k udržení rovnováhy potřeba velmi malá změna teploty. Teplota ve hvězdě se tedy udržuje přibližně na stejné úrovni a spalování vodíku, které vyžaduje teplotu řádově 10 7 K, začíná až poté, co deuterium přestane vstupovat do jádra hvězdy.

Deuterium narůstá na protohvězdu z cirkumstelárního prostoru a vstupuje do jádra díky skutečnosti, že protohvězdy jsou do určitého bodu v čase konvektivní. Teprve když konvekce ustane, skončí hoření deuteria, jádro hvězdy se smrští a zahřeje, až se v něm vznítí vodík [3] . Fáze hoření deuteria trvá jen několik milionů let [4] .

V subhvězdných objektech

Pokud je hmotnost předmětu menší než 80 M J , ale větší než 13 M J , pak v něm nezačne spalování vodíku, ale bude pokračovat spalování deuteria. Takové objekty se nazývají hnědí trpaslíci a mohou svítit až sto milionů let v závislosti na jejich hmotnosti, dokud jim nedojde zásoba deuteria [5] [6] [7] .

V planetách

V objektech s pevným jádrem, tedy vytvořených jako planety, je také možné spalování deuteria. Jejich hmotnost, stejně jako u hnědých trpaslíků, by také měla přesáhnout 13 M J a v tomto případě dojde k hoření deuteria v blízkosti pevného jádra [8] [9] .

Jiné reakce

Přestože hlavní roli při spalování deuteria hraje fúze deuteria s protonem a tvorba helia-3, je možných několik různých reakcí [10] :

Poznámky

  1. ↑ Palla, Francesco. Fyzika vzniku hvězd v galaxiích . - Springer-Verlag , 2002. - ISBN 978-3-540-43102-2 .
  2. ↑ Adams, Fred C. Původ a vývoj vesmíru . Spojené království: Jones & Bartlett, 1996. - S. 47. - ISBN 978-0-7637-0030-0 .
  3. ↑ Bally, John; Reipurth, Bo. Zrození hvězd a planet . - Cambridge University Press , 2006. - S. 61. - ISBN 978-0-521-80105-8 .
  4. ↑ Adams, Fred. Počátky existence: jak se ve vesmíru objevil život  (anglicky) . - The Free Press, 2002. - S. 102. - ISBN 978-0-7432-1262-5 .
  5. ↑ LeBlanc, František. Úvod do hvězdné astrofyziky . - Spojené království: John Wiley & Sons , 2010. - S. 218. - ISBN 978-0-470-69956-0 .
  6. ↑ Lewis, John S. Fyzika a chemie sluneční  soustavy . - Spojené království: 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. - Sv. 542 , č.p. 2 . — P.L119 . - doi : 10.1086/312941 . - . - arXiv : astro-ph/0009174 .
  8. ↑ Mollière, P. Spalování deuteria v objektech formujících se prostřednictvím scénáře akrece jádra  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2012. - 7. listopadu ( sv. 547 ). — S. A105 . - doi : 10.1051/0004-6361/201219844 . - . - arXiv : 1210.0538 .
  9. ↑ Bodenheimer, Peter. Spalování deuteria v obrovských obřích planetách a nízkohmotných hnědých trpaslících vytvořených jadernou akrecí  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - 20. června ( roč. 770 , č. 2 ). — S. 120 . - doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . - . - arXiv : 1305,0980 .
  10. ↑ Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. Kotle v kosmu : jaderná astrofyzika  . - University of Chicago Press , 1988. - S. 338. - ISBN 978-0-226-72456-0 .