Википедија

Деутериумско согорување

Деутериумско согорување или деутериумско соединување — реакција на јадрено соединување кое се одвива во ѕвезди и некои подѕвездени тела, каде едно деутериумско јадро (деутеронот) и протон заедно образуваат јадро на хелиум-3. Се јавува како втора фаза од протонско-протоската верижна ракција, каде деутеронот образуван од два протона се соединува со друг протон, но може да произлезе и од прапочетен деутериум.

Во протоѕвезди

уреди

Деутериумот (2H) е најлесното јадро за соединување кое им е на располагање на насобирачките протоѕвезди,[1] и таквото соединување во средиштето на протоѕвездите може да настапи кога температурата ќе надмине 106 K.[2] Стапката на реакција е толку чувствителна на температура што температурата не се крева многу над ова.[2] Енергијата создадена со соединувањето го придвижува струењето, кое ја носи создадената топлина на површината.[1]

Ако нема 2H за соединување, ѕвездите добиваат многу помала маса во фазата пред главната низа, бидејќи телото ќе колабира многу побргу, и ќе започне многу посилно водородно соединување, што го спречува телото да насобира материја.[2] Соединувањето на 2H овозможува понатамошно насобирање на масата делувајќи како термостат кој привремено ја спречува средишната температура да се искачи над милион степени; оваа температура не е доволно голема за водородно соединување, но дава време за насобирање на повеќе маса.[3] Кога механизмот за пренос на енергија ќе се префрли од струен на зрачен, преносот на енергија се забавува, што ѝ дава на темературата да се издигне и водородното соединување да настапи на стабилен и одржлив начин. Водородното соединување почнува на 107 K.

Стапката на енергопроизводство е сразмерна на производот на концетрацијата на деутериум, густината и температурата. Ако јадрото е во стабилна состојба, енергопроизводството ќе биде постојано. Ако се зголеми една променлива од равенката, другите две мора да де намалат за да се одржи постојаноста. Како што температурата се зголемува на 11,8-ти степен, потребни се многу големи промени во концентрацијата на деутериумот или неговата густина за да дојде до макар мала промена во температурата.[2][3] Концетрацијата на деутериум го одразува фактот што гасовите се мешавина од нормален водород, хелиум и деутериум.

Масата што го опкружува струевитиот слој сè уште е богата со деутериум, па неговото соединување се одвива во сè потенка обвивка која постепено се движи нанадвор со растот на зрачното јадро на ѕвездата. Создавањето на јадрена енергија во овие малогустински надворешни подрачја ја тера протоѕвездата да се надува, одложувајќи го гравитациското собирање на телото и неговото настапување на главната низа.[2] Вкупната енергија расположлива со соединување на 2H е споредлива со онаа што ја ослободува гравитациското собирање.[3]

Поради оскудноста на деутериумот во вселената, залихата во протоѕвездата е ограничена. По неколку милиони години тој сосема се троши.[4]

Во подѕвездени тела

уреди

Водородното соединување бара многу повисока температура и притисок од деутериумското, hence, и има тела доволно масивни за да согоруваат 2H, но недоволно за нормален водород. Овие тела се нарекуваат кафеави џуџиња, и имаат маса од 13 до 80 пати поголема од масата на Јупитер.[5] Кафеавите џуџиња може да светат сто милиони години пред да го истрошат деутериумот.[6]

Телата над минималната маса за деутериумско согорување (ММДС) ќе го соединат целиот деутериум за многу кратко време (~4–50 милиони години), а оние под таа маса согоруваат малку, и затоа ја зачувуваат првичната застапеност на 2H.[7]

Почетокот на деутериумското согорување се нарекува деутериумски блесок.[8] Нестабилноста причинета од деутериумско согорување по овој првичен блесок е предложен за ѕвезди со многу мала маса во 1964 г. од М. Габриел.[9][10] Во ова сценарио ѕвезда со мала маса или кафеаво џуџе кое е наполно струевито станува пулсирачки нестабилно поради тоа што јадрената реакција е чувствителна на температура.[10] Ова пулсирање тешко се забележува бидејќи почетокот на деутериумското согорување почнува на <0,5 милиони години за ѕвезди >0,1 M☉. Во ова време протоѕвездите сè уште се длабоко вгнездени во нивните околуѕвездени обвивки. Кафеавите џуџиња со маса од 20 до 80 MJ треба да се полесни цели бидејќи почетокот на деутериумското согорување се јавува подоцна, на старост од 1 to 10 милиони години.[10][11] Набљудувањата на ѕвезди со многу мала маса не успеале да забележат променливост која би се поврзала со нестабилност поради деутериумско согорување, и покрај овие предвидувања.[12] Руис-Родригес и др. преложиле дека елиптичната обвивка од јаглерод моноксид околу младото кафеаво џуџе SSTc2d J163134.1-24006 се должи на жесток деутериумски блесок, сличен на блесок на хелиумска обвивка кај старите ѕвезди.[11]

Во планети

уреди

Покажано е дека деутеримското соединување би требало да е можно и во планети. Масениот праг за започнува на соединувањето врз цврсти јадра ист отака изнесува приближно 13 Јупитерови маси (1 MJ = 1,889⋅1027 кг).[13][14]

Други реакции

уреди

Иако соединувањето со прпотон е претежниот начин на трошење на деутериум, можни се и други реакции. Тука спаѓаат соединување со друг деутерон за образување на хелиум-3, трициум, или поретко хелиум-4, или пак со хелиум за да се образуваат разни изотопи на литиумот.[15] Патеките се следниве:

2H  +  2H  →  3H  (1,01 MeV)  +  p+  (3,02 MeV)            50 %
      →  3He  (0,82 MeV)  +  n  (2,45 MeV)            50 %
2H  +  3H  →  4He  (3,52 MeV)  +  n  (14,06 MeV)
2H  +  3He  →  4He  (3,6 MeV)  +  p+  (14,7 MeV)

Наводи

уреди
  1. ↑ 1,0 1,1 Adams, Fred C. (1996). Zuckerman, Ben; Malkan, Mathew (уред.). The Origin and Evolution of the Universe. United Kingdom: Jones & Bartlett. стр. 47. ISBN 978-0-7637-0030-0.
  2. ↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 Palla, Francesco; Zinnecker, Hans (2002). Physics of Star Formation in Galaxies. Springer-Verlag. стр. 21–22, 24–25. ISBN 978-3-540-43102-2.
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 Bally, John; Reipurth, Bo (2006). The birth of stars and planets. Cambridge University Press. стр. 61. ISBN 978-0-521-80105-8.
  4. ↑ Adams, Fred (2002). Origins of existence: how life emerged in the universe. The Free Press. стр. 102. ISBN 978-0-7432-1262-5.
  5. ↑ LeBlanc, Francis (2010). An Introduction to Stellar Astrophysics. United Kingdom: John Wiley & Sons. стр. 218. ISBN 978-0-470-69956-0.
  6. ↑ Lewis, John S. (2004). Physics and chemistry of the solar system. United Kingdom: Elsevier Academic Press. стр. 600. ISBN 978-0-12-446744-6.
  7. ↑ Chabrier, G.; Baraffe, I.; Allard, F.; Hauschildt, P. (2000). „Deuterium Burning in Substellar Objects“. The Astrophysical Journal. 542 (2): L119. arXiv:astro-ph/0009174. Bibcode:2000ApJ...542L.119C. doi:10.1086/312941. S2CID 28892266.
  8. ↑ Salpeter, E. E. (1 јули 1992). „Minimum Mass for D and H Burning during Slow Accretion“. The Astrophysical Journal. 393: 258. Bibcode:1992ApJ...393..258S. doi:10.1086/171502. ISSN 0004-637X.
  9. ↑ Gabriel, M. (1 февруари 1964). „La stabilité vibrationnelle de kruger 60 A et des naines rouges“. Annales d'Astrophysique. 27: 141. Bibcode:1964AnAp...27..141G. ISSN 0365-0499.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 Palla, F.; Baraffe, I. (1 март 2005). „Pulsating young brown dwarfs“. Astronomy and Astrophysics. 432 (2): L57–L60. arXiv:astro-ph/0502042. Bibcode:2005A&A...432L..57P. doi:10.1051/0004-6361:200500020. ISSN 0004-6361. S2CID 14026281.
  11. ↑ 11,0 11,1 Ruíz-Rodríguez, Dary A.; Cieza, Lucas A.; Casassus, Simon; Almendros-Abad, Victor; Jofré, Paula; Muzic, Koraljka; Ramirez, Karla Peña; Batalla-Falcon, Grace; Dunham, Michael M.; González-Ruilova, Camilo; Hales, Antonio; Humphreys, Elizabeth; Nogueira, Pedro H.; Paladini, Claudia; Tobin, John (1 септември 2022). „Discovery of a Brown Dwarf with Quasi-spherical Mass Loss“. The Astrophysical Journal. 938 (1): 54. arXiv:2209.00759. Bibcode:2022ApJ...938...54R. doi:10.3847/1538-4357/ac8ff5. S2CID 252070745 Проверете ја вредноста |s2cid= (help).
  12. ↑ Cody, Ann Marie; Hillenbrand, Lynne A. (1 декември 2014). „A Pulsation Search among Young Brown Dwarfs and Very-low-mass Stars“. The Astrophysical Journal. 796 (2): 129. arXiv:1410.5442. Bibcode:2014ApJ...796..129C. doi:10.1088/0004-637X/796/2/129. ISSN 0004-637X. S2CID 41318148.
  13. ↑ Mollière, P.; Mordasini, C. (7 ноември 2012). „Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario“. Astronomy & Astrophysics. 547: A105. arXiv:1210.0538. Bibcode:2012A&A...547A.105M. doi:10.1051/0004-6361/201219844. S2CID 55502387.
  14. ↑ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (20 јуни 2013). „Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion“. The Astrophysical Journal. 770 (2): 120. arXiv:1305.0980. Bibcode:2013ApJ...770..120B. doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. S2CID 118553341.
  15. ↑ Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. (1988). Cauldrons in the cosmos: nuclear astrophysics. University of Chicago Press. стр. 338. ISBN 978-0-226-72456-0.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Деутериумско_согорување&oldid=5261218“