氘燃燒

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氘燃燒是發生在一些恆星和次恆星天體核融合反應,其中的原子核質子相結合,形成一個-3核融合反應。它發生在質子-質子鏈反應的第二階段,由兩個質子融合形成一個氘原子核,再進一步與另一個質子融合;但也可以是原初的氘燃燒過程。

在原恆星[编辑]

氘是最容易在原恆星熔融的核心與質子融合的原子核[1],當原恆星核心的溫度超過10 6K就可以燃燒[2]。這種反應的速率對溫度相當敏感,所以溫度不會上升太多[2]。氘燃燒驅動的對流會運載熱量到表面[1]

如果沒有氘燃燒,就不會有質量不超過2-3太陽質量的恆星,因為在前主序階段的恆星必須繼續吸積質量才能引發氫燃燒I[2] 氘燃燒阻止了這種情況的發生,它使核心的溫度上升至約1,000萬度,而在這溫度以下氫燃燒是無法進行的[3]。當核心的氘燃燒停止,只有在能量的傳輸從對流切換成輻射之後,圍繞著氘被耗盡的核心會形成能量障蔽,然後原恆星核心的溫度才會增高 [2][3]

環繞著輻射區的物質中依然含有豐富的氘,氘的燃燒會以殼層的形式逐漸外移,而原恆星的輻射層也會逐漸增大。核反應在低密度的外層區域孳生,會導致原恆星的膨脹,減緩引力造成的收縮和推遲它到達主序帶[2]。氘燃燒的總能量足以和引力收縮釋放出的相抗衡[3]

由於氘在宇宙中的數量不足(有限),原恆星能供應的因而受到限制。在數百萬年的時間後,它將被完全耗盡[4]

在次恆星天體[编辑]

由於氫燃燒比氘燃燒更高的溫度和壓力,因此有些天體的質量雖然可以燃燒氘,,卻不足以燃燒氫。這些天體被稱為棕矮星,而它們的質量在13-80木星質量之間[5]。棕矮星在它們的氘燃燒完之前,最多只能發光約一億年 [6]

其他反應[编辑]

雖然與質子的融合是消耗氘的最主要方法,但其他的反應也是可能的。這些反應包括與另一個氘和融合成-3、、或-4(罕見),或是形成各種不同的同位素[7]

參考資料[编辑]

  1. ^ 1.0 1.1 Adams, Fred C. Zuckerman, Ben; Malkan, Mathew, 编. The Origin and Evolution of the Universe. United Kingdom: Jones & Bartlett. 1996: 47. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 Palla, Francesco; Zinnecker, Hans. Physics of Star Formation in Galaxies. Springer-Verlag. 2002: 21–22,24–25. ISBN 3-540-43102-0. 
  3. ^ 3.0 3.1 3.2 Bally, John; Reipurth, Bo. The birth of stars and planets. Cambridge University Press. 2006: 61. 
  4. ^ Adams, Fred. Origins of existence: how life emerged in the universe. The Free Press. 2002: 102. ISBN 0-7432-1262-2. 
  5. ^ LeBlanc, Francis. An Introduction to Stellar Astrophysics. United Kingdom: John Wiley & Sons. 2010: 218. ISBN 978-0-470-69956-0. 
  6. ^ Lewis, John S. Physics and chemistry of the solar system. United Kingdom: Elsevier Academic Press. 2004: 600. ISBN 0-12-446744-X. 
  7. ^ Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. Cauldrons in the cosmos: nuclear astrophysics. University of Chicago Press. 1988: 338. ISBN 0-226-72456-5.