중수소 융합

Deuterium fusion

중수소 연소라고도 불리는 중수소 핵융합은 중수소 핵과 양성자가 헬륨-3 핵을 형성하기 위해 결합하는 별과 일부 하위 별 물체에서 일어나는 핵융합 반응이다.두 개의 양성자에서 형성된 중수소 핵이 다른 양성자와 결합하는 양성자-양성자 연쇄 반응의 두 번째 단계로 발생하지만, 원시 중수소에서도 진행될 수 있다.

프로토스타의 경우

중수소는 원시성이 [1]가장 쉽게 융합할 수 있는 핵으로 온도가 10 [2]K를6 넘으면 원시성 중심에서 이러한 융합이 진행될 수 있다.반응속도는 온도에 매우 민감하기 때문에 온도가 [2]이보다 크게 오르지 않는다.융접에 의해 생성된 에너지는 대류를 촉진하고,[1] 대류는 표면으로 생성된 열을 전달합니다.

만약 융합할 수 있는 중수소가 없다면, 별은 주계열 전 단계에서 훨씬 더 적은 질량을 얻게 될 것이고, 이는 물체가 더 빨리 붕괴할 것이고, 더 강력한 수소 융합이 일어나 물체가 물질을 [2]축적하는 것을 막을 것이기 때문이다.중수소 융합은 중심 온도가 수소 융합에 충분할 정도로 높지 않은 온도인 약 100만 도 이상으로 일시적으로 상승하는 것을 막는 온도 조절기 역할을 함으로써 질량의 추가 흡착을 허용하지만, 더 많은 [3]질량을 축적할 수 있는 시간을 허용한다.에너지 전달 메커니즘이 대류에서 복사로 전환되면 에너지 전달 속도가 느려져 온도가 상승하고 수소 융합이 안정적이고 지속적인 방식으로 이어집니다.수소 융합은 10K에서 시작될7 것이다.

에너지 발생 속도는 (중수소 농도)×(밀도)×(온도)11.8에 비례합니다.노심이 안정된 상태일 경우 에너지 생성은 일정합니다.방정식의 한 변수가 증가하면 나머지 두 변수는 에너지 생성을 일정하게 유지하기 위해 감소해야 합니다.온도가 11.8의 세기로 올라가면, 약간의 [2][3]온도 변화라도 일으키기 위해서는 중수소 농도나 밀도에 매우 큰 변화가 필요합니다.중수소의 농도는 기체가 일반적인 수소와 헬륨, 중수소의 혼합물이라는 사실을 반영한다.

복사 영역을 둘러싼 질량은 여전히 중수소가 풍부하고, 중수소 융합은 별의 복사핵이 커짐에 따라 점차 바깥쪽으로 이동하는 얇은 껍질에서 진행됩니다.이러한 저밀도 외부 영역에서 핵에너지가 생성되면 원시성이 팽창하여 물체의 중력수축을 지연시키고 주계열로 [2]도달하는 것을 지연시킵니다.중수소 융합에 의해 이용 가능한 총 에너지는 중력 [3]수축에 의해 방출되는 에너지와 비슷하다.

우주에는 중수소가 부족하기 때문에, 원시성의 중수소의 공급은 제한되어 있다.몇 백만 년 후, 그것은 사실상 완전히 [4]소비될 것이다.

별 아래 천체에서

수소 핵융합은 중수소 핵융합보다 훨씬 높은 온도와 압력을 필요로 한다. 따라서 중수소를 태울 만큼 질량이 크지만 수소를 태울 만큼 질량이 크지 않은 물체들이 있다.이 천체들은 갈색왜성이라고 불리며 목성의 [5]약 13배에서 80배의 질량을 가지고 있다.갈색왜성은 중수소 공급이 [6]없어지기 전까지 1억년 동안 빛날 것이다.

중수소-융접 최소질량(중수소 연소 최소질량, DBMM) 위의 물체는 매우 짧은 시간(~4~50Myr) 내에 모든 중수소를 융합할 것이며, 반면 그 아래의 물체는 거의 연소하지 않아 원래의 중수소가 풍부하게 보존될 것이다."자유롭게 떠다니는 물체나 DBMM 아래에 있는 행성들의 명백한 식별은 별과 같은 물체의 형성이 DBMM [7]아래까지 확장되었다는 것을 암시할 것입니다."

행성에서

중수소 융합은 행성에서도 가능해야 한다는 것이 증명되었다.고체 코어 위에서 중수소 융합이 시작되는 질량 임계값은 목성 질량(1MJ=1.889*1030g)[8][9]이다.

기타 반응

비록 양성자와의 융합이 중수소를 소비하는 지배적인 방법이지만, 다른 반응도 가능하다.여기에는 헬륨-3, 삼중수소 또는 헬륨-4를 형성하기 위한 또 다른 중수소 핵과의 융합 또는 리튬의 다양한 [10]동위원소를 형성하기 위한 헬륨과의 융합이 포함된다.

레퍼런스

  1. ^ a b Adams, Fred C. (1996). Zuckerman, Ben; Malkan, Mathew (eds.). The Origin and Evolution of the Universe. United Kingdom: Jones & Bartlett. p. 47. ISBN 978-0-7637-0030-0.
  2. ^ a b c d e Palla, Francesco; Zinnecker, Hans (2002). Physics of Star Formation in Galaxies. Springer-Verlag. pp. 21–22, 24–25. ISBN 978-3-540-43102-2.
  3. ^ a b c Bally, John; Reipurth, Bo (2006). The birth of stars and planets. Cambridge University Press. p. 61. ISBN 978-0-521-80105-8.
  4. ^ Adams, Fred (2002). Origins of existence: how life emerged in the universe. The Free Press. p. 102. ISBN 978-0-7432-1262-5.
  5. ^ LeBlanc, Francis (2010). An Introduction to Stellar Astrophysics. United Kingdom: John Wiley & Sons. p. 218. ISBN 978-0-470-69956-0.
  6. ^ Lewis, John S. (2004). Physics and chemistry of the solar system. United Kingdom: Elsevier Academic Press. p. 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.
  8. ^ Mollière, P.; Mordasini, C. (7 November 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.
  9. ^ Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J.; Fortney, Jonathan J.; Saumon, Didier (20 June 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.
  10. ^ Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. (1988). Cauldrons in the cosmos: nuclear astrophysics. University of Chicago Press. p. 338. ISBN 978-0-226-72456-0.