Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Ядерне горіння дейтерію реакція ядерного синтезу яка відбувається в зорях і деяких субзоряних об єктах під час якої ядро

Ядерне горіння дейтерію

Ядерне горіння дейтерію

Ядерне горіння дейтерію — реакція ядерного синтезу, яка відбувається в зорях і деяких субзоряних об'єктах, під час якої ядро дейтерію та протон об'єднуються, утворюючи ядро гелію-3. Ця реакція може відбуватися як друга стадія протон-протонного ланцюжка (тоді дейтерій для реакції попередньо утворюється з двох протонів) або самостійно (з первинного дейтерію).

У протозорях

Дейтерій є ядром, яке найлегше вступає в реакції в протозорях. Ця реакція може відбуватися, коли температура перевищує 106 К. Швидкість реакції настільки чутлива до температури, що температура підіймається не набагато вище цього значення. Енергія, виділена в термоядерному синтезі, викликає конвекцію, яка переносить утворене тепло на поверхню протозорі.

Якби не було дейтерію, доступного для злиття, то зорі набули б значно меншої маси у фазі перед головною послідовністю, оскільки тоді б протозорі швидше колапсували, і відбувався б інтенсивніший синтез водню, який заважав би об'єкту збільшувати масу. Синтез дейтерію дозволяє подальше збільшення маси, діючи як термостат, який тимчасово зупиняє центральну температуру на значенні близько мільйона градусів, недостатньо високому для синтезу водню. Це дає час для накопичення протозорею більшої маси. Коли механізм теплообміну всередині протозорі перемикається з конвективного на випромінювальний, відвід тепла сповільнюється, дозволяючи температурі збільшиватися і запустити стабільний синтех водню (що трапляється при температурах порядку 107 К).

Енерговиділення на одиницю маси зоряної речовини в реакції горіння дейтерію пропорційно добутку (вміст дейтерію) × (густина) × (температура)11,8. Оскільки температура підноситься до ступеня 11,8, навіть незначна зміна температури призводить до дуже великих змін енерговиділення.

Речовина, що оточує зону променистого переносу, все ще багата на дейтерій, і ядерне горіння дейтерію відбувається у все тоншій оболонці, яка повільно рухається назовні в міру зростання ядра зорі. Генерація ядерної енергії в цих зовнішніх областях з низькою густиною спричиняє розбухання протозорі, затримуючи її гравітаційне стискання та відкладаючи її вихід на головну послідовність. Загальна енергія, доступна в результаті синтезу дейтерію, порівнянна з енергією, що вивільняється при гравітаційному стисканні.

Через невеликий вміст дейтерію у Всесвіті його запаси в протозорі обмежені. Він повністю знищується за кілька мільйонів років.

У субзоряних об'єктах

Для ядерного горіння водню потрібні набагато вищі температури та тиски, ніж для горіння дейтерію, отже, існують об'єкти, достатньо масивні, щоб спалювати дейтерій, але недостатньо масивні, щоб спалювати водень. Ці об'єкти називаються коричневими карликами, і їхня маса лежить в діапазоні приблизно від 13 до 80 MJ (мас Юпітера). Коричневі карлики можуть сяяти мільйони або десятки мільйонів років, перш ніж їхні запаси дейтерію будуть вичерпані.

Об'єкти, менші за мінімальну масу, необхідну для ядерного горіння дейтерію (deuterium burning minimum mass, DBMM), зберегають свою початкову кількість дейтерію майже незмінною. Такі міжзоряні об'єкти класифікуються як міжзоряні планети, і кілька кандидатів у міжзоряні планети вже були виявлені у спестереженнях.

Початок горіння дейтерію називається дейтерієвим спалахом. У 1964 році Габріел запропонував, що після цього спалаху в зорях дуже малої маси може виникати нестабільність, пов'язана з горінням дейтерію. У цьому сценарії повністю конвективні зоря з малою масою або коричневий карлик нестабільні через те, що ядерна реакція чутлива до температури. Цю пульсацію важко спостерігати, оскільки вважається, що початок горіння дейтерію відбувається у віці <0,5 млн років для зір >0,1 M☉. У цей час протозорі все ще глибоко занурені у свої навколозоряні оболонки. Коричневі карлики з масою від 20 до 80 MJ можуть бути легшими для спостережень, тому що початок горіння дейтерію в них припадає на старший вік, від 1 до 10 мільйонів років. Незважаючи на ці передбачення, спостереження зір з дуже малою масою не змогли виявити змінність, яка могла б бути пов'язана з нестабільним спалюванням дейтерію.

На планетах

Синтез дейтерію також можливий на планетах. Поріг маси для початку синтезу дейтерію над твердими ядрами планет становить близько 13 мас Юпітера (1MJ = 1,889⋅1027 кг).

Інші реакції

Хоча злиття з протоном є основним каналом споживання дейтерію, можливі й інші реакції. До них належить злиття з іншим ядром дейтерію з утворенням гелію-3, тритію або (рідше) гелію-4, або злиття з гелієм з утворенням різних ізотопів літію:

  • image
  • image
  • image
  • image
  • image
  • image
  • image

Примітки

  1. Adams, Fred C. (1996). Zuckerman, Ben; Malkan, Mathew (ред.). The Origin and Evolution of the Universe. United Kingdom: . с. 47. ISBN .
  2. Palla, Francesco; Zinnecker, Hans (2002). Physics of Star Formation in Galaxies. Springer-Verlag. с. 21—22, 24—25. ISBN .
  3. Bally, John; Reipurth, Bo (2006). The birth of stars and planets. Cambridge University Press. с. 61. ISBN .
  4. Adams, Fred (2002). Origins of existence: how life emerged in the universe. The Free Press. с. 102. ISBN .
  5. LeBlanc, Francis (2010). An Introduction to Stellar Astrophysics. United Kingdom: . с. 218. ISBN .
  6. 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.
  7. Salpeter, E. E. (1 липня 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.
  8. Gabriel, M. (1 лютого 1964). La stabilité vibrationnelle de kruger 60 A et des naines rouges. Annales d'Astrophysique. 27: 141. Bibcode:1964AnAp...27..141G. ISSN 0365-0499.
  9. Palla, F.; Baraffe, I. (1 березня 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.
  10. 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. (1 вересня 2022). Discovery of a Brown Dwarf with Quasi-spherical Mass Loss. The Astrophysical Journal. 938: 54. arXiv:2209.00759. doi:10.3847/1538-4357/ac8ff5.
  11. Cody, Ann Marie; Hillenbrand, Lynne A. (1 грудня 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.
  12. 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.
  13. 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.
  14. Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. (1988). Cauldrons in the cosmos: nuclear astrophysics. University of Chicago Press. с. 338. ISBN .

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Yaderne gorinnya dejteriyu reakciya yadernogo sintezu yaka vidbuvayetsya v zoryah i deyakih subzoryanih ob yektah pid chas yakoyi yadro dejteriyu ta proton ob yednuyutsya utvoryuyuchi yadro geliyu 3 Cya reakciya mozhe vidbuvatisya yak druga stadiya proton protonnogo lancyuzhka todi dejterij dlya reakciyi poperedno utvoryuyetsya z dvoh protoniv abo samostijno z pervinnogo dejteriyu U protozoryahDejterij ye yadrom yake najlegshe vstupaye v reakciyi v protozoryah Cya reakciya mozhe vidbuvatisya koli temperatura perevishuye 106 K Shvidkist reakciyi nastilki chutliva do temperaturi sho temperatura pidijmayetsya ne nabagato vishe cogo znachennya Energiya vidilena v termoyadernomu sintezi viklikaye konvekciyu yaka perenosit utvorene teplo na poverhnyu protozori Yakbi ne bulo dejteriyu dostupnogo dlya zlittya to zori nabuli b znachno menshoyi masi u fazi pered golovnoyu poslidovnistyu oskilki todi b protozori shvidshe kolapsuvali i vidbuvavsya b intensivnishij sintez vodnyu yakij zavazhav bi ob yektu zbilshuvati masu Sintez dejteriyu dozvolyaye podalshe zbilshennya masi diyuchi yak termostat yakij timchasovo zupinyaye centralnu temperaturu na znachenni blizko miljona gradusiv nedostatno visokomu dlya sintezu vodnyu Ce daye chas dlya nakopichennya protozoreyu bilshoyi masi Koli mehanizm teploobminu vseredini protozori peremikayetsya z konvektivnogo na viprominyuvalnij vidvid tepla spovilnyuyetsya dozvolyayuchi temperaturi zbilshivatisya i zapustiti stabilnij sinteh vodnyu sho traplyayetsya pri temperaturah poryadku 107 K Energovidilennya na odinicyu masi zoryanoyi rechovini v reakciyi gorinnya dejteriyu proporcijno dobutku vmist dejteriyu gustina temperatura 11 8 Oskilki temperatura pidnositsya do stupenya 11 8 navit neznachna zmina temperaturi prizvodit do duzhe velikih zmin energovidilennya Rechovina sho otochuye zonu promenistogo perenosu vse she bagata na dejterij i yaderne gorinnya dejteriyu vidbuvayetsya u vse tonshij obolonci yaka povilno ruhayetsya nazovni v miru zrostannya yadra zori Generaciya yadernoyi energiyi v cih zovnishnih oblastyah z nizkoyu gustinoyu sprichinyaye rozbuhannya protozori zatrimuyuchi yiyi gravitacijne stiskannya ta vidkladayuchi yiyi vihid na golovnu poslidovnist Zagalna energiya dostupna v rezultati sintezu dejteriyu porivnyanna z energiyeyu sho vivilnyayetsya pri gravitacijnomu stiskanni Cherez nevelikij vmist dejteriyu u Vsesviti jogo zapasi v protozori obmezheni Vin povnistyu znishuyetsya za kilka miljoniv rokiv U subzoryanih ob yektahDlya yadernogo gorinnya vodnyu potribni nabagato vishi temperaturi ta tiski nizh dlya gorinnya dejteriyu otzhe isnuyut ob yekti dostatno masivni shob spalyuvati dejterij ale nedostatno masivni shob spalyuvati voden Ci ob yekti nazivayutsya korichnevimi karlikami i yihnya masa lezhit v diapazoni priblizno vid 13 do 80 MJ mas Yupitera Korichnevi karliki mozhut syayati miljoni abo desyatki miljoniv rokiv persh nizh yihni zapasi dejteriyu budut vicherpani Ob yekti menshi za minimalnu masu neobhidnu dlya yadernogo gorinnya dejteriyu deuterium burning minimum mass DBMM zberegayut svoyu pochatkovu kilkist dejteriyu majzhe nezminnoyu Taki mizhzoryani ob yekti klasifikuyutsya yak mizhzoryani planeti i kilka kandidativ u mizhzoryani planeti vzhe buli viyavleni u spesterezhennyah Pochatok gorinnya dejteriyu nazivayetsya dejteriyevim spalahom U 1964 roci Gabriel zaproponuvav sho pislya cogo spalahu v zoryah duzhe maloyi masi mozhe vinikati nestabilnist pov yazana z gorinnyam dejteriyu U comu scenariyi povnistyu konvektivni zorya z maloyu masoyu abo korichnevij karlik nestabilni cherez te sho yaderna reakciya chutliva do temperaturi Cyu pulsaciyu vazhko sposterigati oskilki vvazhayetsya sho pochatok gorinnya dejteriyu vidbuvayetsya u vici lt 0 5 mln rokiv dlya zir gt 0 1 M U cej chas protozori vse she gliboko zanureni u svoyi navkolozoryani obolonki Korichnevi karliki z masoyu vid 20 do 80 MJ mozhut buti legshimi dlya sposterezhen tomu sho pochatok gorinnya dejteriyu v nih pripadaye na starshij vik vid 1 do 10 miljoniv rokiv Nezvazhayuchi na ci peredbachennya sposterezhennya zir z duzhe maloyu masoyu ne zmogli viyaviti zminnist yaka mogla b buti pov yazana z nestabilnim spalyuvannyam dejteriyu Na planetahSintez dejteriyu takozh mozhlivij na planetah Porig masi dlya pochatku sintezu dejteriyu nad tverdimi yadrami planet stanovit blizko 13 mas Yupitera 1MJ 1 889 1027 kg Inshi reakciyiHocha zlittya z protonom ye osnovnim kanalom spozhivannya dejteriyu mozhlivi j inshi reakciyi Do nih nalezhit zlittya z inshim yadrom dejteriyu z utvorennyam geliyu 3 tritiyu abo ridshe geliyu 4 abo zlittya z geliyem z utvorennyam riznih izotopiv litiyu 1 2 D p 2 3 He g displaystyle 2 1 text D p rightarrow 3 2 text He gamma 1 2 D 1 2 D 2 4 He g displaystyle 2 1 text D 2 1 text D rightarrow 4 2 text He gamma 1 2 D 1 2 D 1 3 T 1 1 p g displaystyle 2 1 text D 2 1 text D rightarrow 3 1 text T 1 1 p gamma 1 2 D 1 2 D 2 3 He 0 1 n g displaystyle 2 1 text D 2 1 text D rightarrow 3 2 text He 1 0 n gamma 1 2 D 2 3 He 2 4 He 1 1 p g displaystyle 2 1 text D 3 2 text He rightarrow 4 2 text He 1 1 p gamma 1 2 D 2 3 He 3 5 Li g displaystyle 2 1 text D 3 2 text He rightarrow 5 3 text Li gamma 1 2 D 2 4 He 3 6 Li g displaystyle 2 1 text D 4 2 text He rightarrow 6 3 text Li gamma PrimitkiAdams Fred C 1996 Zuckerman Ben Malkan Mathew red The Origin and Evolution of the Universe United Kingdom s 47 ISBN 978 0 7637 0030 0 Palla Francesco Zinnecker Hans 2002 Physics of Star Formation in Galaxies Springer Verlag s 21 22 24 25 ISBN 978 3 540 43102 2 Bally John Reipurth Bo 2006 The birth of stars and planets Cambridge University Press s 61 ISBN 978 0 521 80105 8 Adams Fred 2002 Origins of existence how life emerged in the universe The Free Press s 102 ISBN 978 0 7432 1262 5 LeBlanc Francis 2010 An Introduction to Stellar Astrophysics United Kingdom John Wiley amp Sons s 218 ISBN 978 0 470 69956 0 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 Salpeter E E 1 lipnya 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 Gabriel M 1 lyutogo 1964 La stabilite vibrationnelle de kruger 60 A et des naines rouges Annales d Astrophysique 27 141 Bibcode 1964AnAp 27 141G ISSN 0365 0499 Palla F Baraffe I 1 bereznya 2005 Pulsating young brown dwarfs Astronomy and Astrophysics 432 2 L57 L60 arXiv astro ph 0502042 Bibcode 2005A amp A 432L 57P doi 10 1051 0004 6361 200500020 ISSN 0004 6361 Ruiz Rodriguez Dary A Cieza Lucas A Casassus Simon Almendros Abad Victor Jofre Paula Muzic Koraljka Ramirez Karla Pena Batalla Falcon Grace Dunham Michael M 1 veresnya 2022 Discovery of a Brown Dwarf with Quasi spherical Mass Loss The Astrophysical Journal 938 54 arXiv 2209 00759 doi 10 3847 1538 4357 ac8ff5 Cody Ann Marie Hillenbrand Lynne A 1 grudnya 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 Molliere P Mordasini C 7 November 2012 Deuterium burning in objects forming via the core accretion scenario Astronomy amp Astrophysics 547 A105 arXiv 1210 0538 Bibcode 2012A amp A 547A 105M doi 10 1051 0004 6361 201219844 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 Rolfs Claus E Rodney William S 1988 Cauldrons in the cosmos nuclear astrophysics University of Chicago Press s 338 ISBN 978 0 226 72456 0

Дата публікації:
Топ