Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Синтез дейтерия , также называемый горением дейтерия , представляет собой реакцию ядерного синтеза, которая происходит в звездах и некоторых субзвездных объектах , в которой ядро дейтерия и протон объединяются, образуя ядро гелия-3 . Это происходит как вторая стадия протон-протонной цепной реакции , в которой ядро ​​дейтерия, образованное двумя протонами, сливается с другим протоном, но также может происходить из первичного дейтерия.

В протозвездах [ править ]

Дейтерий является наиболее легко слиты ядра доступны аккрецирующих протозвезды , [1] и такое слияние в центре протозвезд может протекать при температуре более 10 6  K . [2] Скорость реакции настолько чувствительна к температуре, что температура не намного превышает ее. [2] Энергия, генерируемая плавлением, вызывает конвекцию, которая переносит выделяемое тепло на поверхность. [1]

Если бы не было дейтерия, доступного для слияния, то звезды набирали бы значительно меньшую массу в фазе, предшествующей главной последовательности , поскольку объект коллапсировал бы быстрее, и происходил бы более интенсивный синтез водорода, который не позволял бы объекту срастаться с веществом. [2] Синтез дейтерия позволяет дальнейшее увеличение массы, действуя как термостат, который временно останавливает повышение центральной температуры выше примерно одного миллиона градусов - температуры, недостаточно высокой для синтеза водорода, но позволяя время для накопления большей массы. [3]Когда механизм переноса энергии переключается с конвективного на излучательный, перенос энергии замедляется, позволяя температуре повышаться и синтезировать водород стабильным и устойчивым образом. Синтез водорода начнется в10 7  К .

Скорость производства энергии пропорциональна (концентрация дейтерия) × (плотность) × (температура) 11,8 . Если ядро ​​находится в стабильном состоянии, выработка энергии будет постоянной. Если одна переменная в уравнении увеличивается, две другие должны уменьшаться, чтобы выработка энергии оставалась постоянной. Поскольку температура повышается 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 радиационную зону, по-прежнему богата дейтерием, и синтез дейтерия происходит во все более тонкой оболочке, которая постепенно перемещается наружу по мере роста радиационного ядра звезды. Генерация ядерной энергии в этих внешних областях с низкой плотностью заставляет протозвезду раздуваться, задерживая гравитационное сжатие объекта и откладывая его прибытие на главную последовательность. [2] Полная энергия, доступная при синтезе дейтерия, сравнима с энергией, выделяемой при гравитационном сжатии. [3]

Из-за нехватки дейтерия во Вселенной его запасы у протозвезды ограничены. Через несколько миллионов лет он будет полностью израсходован. [4]

В субзвездных объектах [ править ]

Синтез водорода требует гораздо более высоких температур и давлений, чем синтез дейтерия, следовательно, есть объекты, достаточно массивные, чтобы сжигать дейтерий, но недостаточно массивные, чтобы сжигать водород. Эти объекты называются коричневыми карликами , и их масса примерно в 13–80 раз превышает массу Юпитера . [5] Коричневые карлики могут сиять сто миллионов лет, прежде чем их запас дейтерия иссякнет. [6]

Объекты с массой выше минимума синтеза дейтерия (минимальная масса сжигания дейтерия, DBMM) будут синтезировать весь свой дейтерий за очень короткое время (∼4–50 млн лет), тогда как объекты ниже этого уровня будут гореть мало и, следовательно, сохранят свое первоначальное содержание дейтерия. . «Очевидная идентификация свободно плавающих объектов или планет-изгоев ниже DBMM предполагает, что образование звездообразных объектов простирается ниже DBMM». [7]

На планетах [ править ]

Было показано, что синтез дейтерия должен быть возможен и на планетах. Порог массы для начала синтеза дейтерия на поверхности твердых ядер также составляет примерно 13 масс Юпитера. [8] [9]

Другие реакции [ править ]

Хотя синтез с протоном является основным методом потребления дейтерия, возможны и другие реакции. Они включают в себя слияние с другим ядром дейтерия с образованием гелия-3 , тритий или (реже) гелий-4 , или с гелием с образованием различных изотопов из лития . [10]

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b Адамс, Фред С. (1996). Цукерман, Бен; Малкан, Мэтью (ред.). Происхождение и эволюция Вселенной . Соединенное Королевство: Джонс и Бартлетт . п. 47. ISBN 978-0-7637-0030-0.
  2. ^ a b c d e Палла, Франческо; Зиннекер, Ганс (2002). Физика звездообразования в галактиках . Springer-Verlag . С. 21–22, 24–25. ISBN 978-3-540-43102-2.
  3. ^ a b c Балли, Джон; Рейпурт, Бо (2006). Рождение звезд и планет . Издательство Кембриджского университета . п. 61. ISBN 978-0-521-80105-8.
  4. ^ Адамс, Фред (2002). Истоки существования: как во Вселенной возникла жизнь . Свободная пресса. п. 102. ISBN 978-0-7432-1262-5.
  5. Перейти ↑ LeBlanc, Francis (2010). Введение в звездную астрофизику . Соединенное Королевство: John Wiley & Sons . п. 218. ISBN 978-0-470-69956-0.
  6. ^ Льюис, Джон С. (2004). Физика и химия солнечной системы . Соединенное Королевство: Elsevier Academic Press . п. 600. ISBN 978-0-12-446744-6.
  7. ^ Chabrier, G .; Baraffe, I .; Allard, F .; Хаушильдт, П. (2000). «Горение дейтерия в субзвездных объектах». Астрофизический журнал . 542 (2): L119. arXiv : astro-ph / 0009174 . Bibcode : 2000ApJ ... 542L.119C . DOI : 10.1086 / 312941 .
  8. ^ Mollière, P .; Мордасини, К. (7 ноября 2012 г.). «Горение дейтерия в объектах, образующихся по сценарию аккреции ядра». Астрономия и астрофизика . 547 : A105. arXiv : 1210,0538 . Bibcode : 2012A&A ... 547A.105M . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219844 .
  9. ^ Боденхаймер, Питер; Д'Анджело, Дженнаро; Лиссауэр, Джек Дж .; Фортни, Джонатан Дж .; Сомон, Дидье (20 июня 2013 г.). «Горение дейтерия на массивных планетах-гигантах и ​​маломассивных коричневых карликах, образованных ядерной аккрецией». Астрофизический журнал . 770 (2): 120. arXiv : 1305.0980 . Bibcode : 2013ApJ ... 770..120B . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 770/2/120 .
  10. ^ Рольфс, Клаус Э .; Родни, Уильям С. (1988). Котлы в космосе: ядерная астрофизика . Издательство Чикагского университета . п. 338. ISBN 978-0-226-72456-0.