Дейтериевый синтез
Синтез дейтерия , также называемый горением дейтерия , представляет собой реакцию ядерного синтеза , которая происходит в звездах и некоторых субзвездных объектах , в которой дейтерия ядро и протон объединяются, образуя ядро гелия-3 . Это происходит как вторая стадия протон-протонной цепной реакции , в которой ядро дейтерия, образовавшееся из двух протонов, сливается с другим протоном, но может происходить и из первичного дейтерия.
В протозвездах
[ редактировать ]Дейтерий — наиболее легко синтезируемое ядро, доступное для аккрецирующих протозвезд . [1] и такой синтез в центре протозвезд может происходить при температурах, превышающих 10 6 К. [2] Скорость реакции настолько чувствительна к температуре, что температура не поднимается значительно выше этой температуры. [2] Энергия, генерируемая термоядерным синтезом, вызывает конвекцию, которая переносит выделяемое тепло на поверхность. [1]
Если бы не было дейтерия, доступного для слияния, то звезды на фазе перед главной последовательностью набрали бы значительно меньшую массу , поскольку объект коллапсировал бы быстрее, и происходил бы более интенсивный синтез водорода , который не позволил бы объекту аккрецировать материю. [2] Синтез дейтерия позволяет дальнейшее увеличение массы, действуя как термостат, который временно не дает центральной температуре подняться выше примерно одного миллиона градусов, температуры недостаточно высокой для синтеза водорода, но дает время для накопления большей массы. [3] Когда механизм переноса энергии переключается с конвективного на радиационный, перенос энергии замедляется, позволяя температуре расти и синтезу водорода происходить стабильным и устойчивым образом. Синтез водорода начнется в 10. 7 К.
Скорость выработки 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. Когда 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 протекает во все более тонкой оболочке, которая постепенно перемещается наружу по мере роста радиационного ядра звезды. Генерация ядерной энергии во 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 запасы его у протозвезд ограничены. Через несколько миллионов лет он будет фактически полностью уничтожен. [4]
В субзвездных объектах
[ редактировать ]Для синтеза водорода требуются гораздо более высокие температуры и давления, чем для синтеза дейтерия, поэтому существуют объекты, достаточно массивные, чтобы сжигать дейтерий, но недостаточно массивные, чтобы сжигать водород. Эти объекты называются коричневыми карликами и имеют массу от 13 до 80 раз больше массы Юпитера . [5] Коричневые карлики могут светить сто миллионов лет, прежде чем их запасы дейтерия иссякнут. [6]
Объекты с массой выше минимальной массы синтеза дейтерия (минимальная масса горения дейтерия, DBMM) расплавят весь свой дейтерий за очень короткое время (~ 4–50 млн лет), тогда как объекты ниже этой массы будут гореть мало и, следовательно, сохранят свое первоначальное содержание дейтерия. . «Очевидная идентификация свободно плавающих объектов или планет-изгоев под DBMM предполагает, что образование звездообразных объектов происходит ниже DBMM». [7]
Начало горения дейтерия называется дейтериевой вспышкой. [8] Сжигание дейтерия вызвало нестабильность после этой первоначальной вспышки дейтерия, что было предложено для звезд очень малой массы в 1964 году М. Габриэлем. [9] [10] В этом сценарии звезда малой массы или коричневый карлик, полностью конвективный, станет пульсационно нестабильным из-за ядерной реакции к температуре. чувствительности [10] Эту пульсацию трудно наблюдать, поскольку считается, что начало горения дейтерия начинается при <0,5 млн лет для звезд >0,1 M ☉ . В настоящее время протозвезды все еще глубоко погружены в свои околозвездные оболочки . Коричневые карлики с массой от 20 до 80 МДж должны быть более легкой добычей , поскольку начало горения дейтерия действительно происходит в более старшем возрасте от 1 до 10 млн лет. [10] [11] Несмотря на эти предсказания, наблюдения за звездами с очень малой массой не смогли обнаружить переменность, которая могла бы быть связана с нестабильностью горения дейтерия. [12] Руис-Родригес и др. предположил, что эллиптическая оболочка из угарного газа вокруг молодого коричневого карлика SSTc2d J163134.1-24006 возникла в результате сильной вспышки дейтерия, напоминающей вспышку гелиевой оболочки в старых звездах. [11]
На планетах
[ редактировать ]Было показано, что синтез дейтерия возможен и на планетах. Массовый порог начала синтеза дейтерия на твердых ядрах также составляет примерно 13 масс Юпитера (1 M Дж = 1,889 × 10 27 кг ). [13] [14]
Другие реакции
[ редактировать ]Хотя синтез с протоном является доминирующим методом потребления дейтерия, возможны и другие реакции. К ним относятся слияние с другим ядром дейтерия с образованием гелия-3 , трития (реже) гелия-4 , или с гелием с образованием различных изотопов лития или . [15] Пути включают в себя: [ нужна ссылка ]
2
1 Д
+ 2
1 Д
→ 3
1 Т
( 1,01 МэВ ) + п + ( 3,02 МэВ ) 50% → 3
2 Он
( 0,82 МэВ ) + н 0 ( 2,45 МэВ ) 50% 2
1 Д
+ 3
1 Т
→ 4
2 Он
( 3,52 МэВ ) + н 0 ( 14,06 МэВ ) 2
1 Д
+ 3
2 Он
→ 4
2 Он
( 3,6 МэВ ) + п + ( 14,7 МэВ )
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б Адамс, Фред К. (1996). Цукерман, Бен; Малкан, Мэтью (ред.). Происхождение и эволюция Вселенной . Соединенное Королевство: Джонс и Бартлетт . п. 47. ИСБН 978-0-7637-0030-0 .
- ^ Jump up to: а б с д и Палла, Франческо; Циннекер, Ганс (2002). Физика звездообразования в галактиках . Спрингер-Верлаг . стр. 21–22, 24–25. ISBN 978-3-540-43102-2 .
- ^ Jump up to: а б с Балли, Джон; Рейпурт, Бо (2006). Рождение звезд и планет . Издательство Кембриджского университета . п. 61. ИСБН 978-0-521-80105-8 .
- ^ Адамс, Фред (2002). Истоки существования: как возникла жизнь во Вселенной . Свободная пресса. п. 102. ИСБН 978-0-7432-1262-5 .
- ^ ЛеБлан, Фрэнсис (2010). Введение в звездную астрофизику . Соединенное Королевство: Джон Уайли и сыновья . п. 218. ИСБН 978-0-470-69956-0 .
- ^ Льюис, Джон С. (2004). Физика и химия Солнечной системы . Великобритания: Elsevier Academic Press . п. 600. ИСБН 978-0-12-446744-6 .
- ^ Шабрие, Г.; Барафф, И.; Аллард, Ф.; Хаушильдт, П. (2000). «Горение дейтерия в подзвездных объектах». Астрофизический журнал . 542 (2): L119. arXiv : astro-ph/0009174 . Бибкод : 2000ApJ...542L.119C . дои : 10.1086/312941 . S2CID 28892266 .
- ^ Солпитер, Э.Э. (1 июля 1992 г.). «Минимальная масса для горения D и H во время медленной аккреции» . Астрофизический журнал . 393 : 258. Бибкод : 1992ApJ...393..258S . дои : 10.1086/171502 . ISSN 0004-637X .
- ^ Габриэль, М. (1 февраля 1964 г.). «Колебательная устойчивость Крюгера 60 А и красных карликов» . Анналы астрофизики . 27 : 141. Бибкод : 1964АнАп...27..141Г . ISSN 0365-0499 .
- ^ Jump up to: а б с Палла, Ф.; Барафф, И. (1 марта 2005 г.). «Пульсирующие молодые коричневые карлики» . Астрономия и астрофизика . 432 (2): L57–L60. arXiv : astro-ph/0502042 . Бибкод : 2005A&A...432L..57P . дои : 10.1051/0004-6361:200500020 . ISSN 0004-6361 . S2CID 14026281 .
- ^ Jump up to: а б Руис-Родригес, Дари А.; Сьеза, Лукас А.; Касасс, Симон; Альмендрос-Абад, Виктор; Жофре, Паула; Музыка, Коралька; Рамирес, Карла Пенья; Баталла-Сокол, Грейс; Данэм, Майкл М.; Гонсалес-Руилова, Камило; Хейлз, Антонио; Хамфрис, Элизабет; Ногейра, Педро Х.; Паладини, Клаудия; Тобин, Джон (01 сентября 2022 г.). «Открытие коричневого карлика с квазисферической потерей массы» . Астрофизический журнал . 938 (1): 54. arXiv : 2209.00759 . Бибкод : 2022ApJ...938...54R . дои : 10.3847/1538-4357/ac8ff5 . S2CID 252070745 .
- ^ Коди, Энн Мари; Хилленбранд, Линн А. (1 декабря 2014 г.). «Поиск пульсаций среди молодых коричневых карликов и звезд очень малой массы» . Астрофизический журнал . 796 (2): 129. arXiv : 1410.5442 . Бибкод : 2014ApJ...796..129C . дои : 10.1088/0004-637X/796/2/129 . ISSN 0004-637X . S2CID 41318148 .
- ^ Мольер, П.; Мордасини, К. (7 ноября 2012 г.). «Горение дейтерия в объектах, образующихся по сценарию аккреции ядра». Астрономия и астрофизика . 547 : А105. arXiv : 1210.0538 . Бибкод : 2012A&A...547A.105M . дои : 10.1051/0004-6361/201219844 . S2CID 55502387 .
- ^ 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, образовавшихся в результате аккреции с ядром». Астрофизический журнал . 770 (2): 120. arXiv : 1305.0980 . Бибкод : 2013ApJ...770..120B . дои : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . S2CID 118553341 .
- ^ Рольфс, Клаус Э.; Родни, Уильям С. (1988). Котлы в космосе: ядерная астрофизика . Издательство Чикагского университета . п. 338. ИСБН 978-0-226-72456-0 .