Fusión de deuterio

La fusión de deuterio , también llamada quema de deuterio , es una reacción de fusión nuclear que ocurre en las estrellas y algunos objetos subestelares , en la que un núcleo de deuterio y un protón se combinan para formar un núcleo de helio-3 . Ocurre como la segunda etapa de la reacción en cadena protón-protón , en la que un núcleo de deuterio formado a partir de dos protones se fusiona con otro protón, pero también puede proceder del deuterio primordial .

En protoestrellas

El deuterio es el núcleo más fácilmente fusionado a disposición de acreción protoestrellas , ^[1] y tal fusión en el centro de protoestrellas puede proceder cuando las temperaturas exceden 10 ⁶  K . ^[2] La velocidad de reacción es tan sensible a la temperatura que la temperatura no sube mucho por encima de esta. ^[2] La energía generada por la fusión impulsa la convección, que lleva el calor generado a la superficie. ^[1]

Si no hubiera deuterio disponible para fusionarse, las estrellas ganarían significativamente menos masa en la fase de pre -secuencia principal , ya que el objeto colapsaría más rápido y se produciría una fusión de hidrógeno más intensa y evitaría que el objeto acumule materia. ^[2] La fusión de deuterio permite una mayor acumulación de masa al actuar como un termostato que detiene temporalmente la temperatura central de subir por encima de aproximadamente un millón de grados, una temperatura no lo suficientemente alta para la fusión de hidrógeno, pero que da tiempo para la acumulación de más masa. ^[3]Cuando el mecanismo de transporte de energía cambia de convectivo a radiativo, el transporte de energía se ralentiza, lo que permite que la temperatura aumente y la fusión del hidrógeno se haga cargo de forma estable y sostenida. La fusión de hidrógeno comenzará a las10 ⁷  K .

La tasa de generación de energía es proporcional a (concentración de deuterio) × (densidad) × (temperatura) ^11,8 . Si el núcleo está en un estado estable, la generación de energía será constante. Si una variable de la ecuación aumenta, las otras dos deben disminuir para mantener constante la generación de energía. A medida que la temperatura se eleva a la potencia de 11,8, se requerirían cambios muy grandes en la concentración de deuterio o en su densidad para producir incluso un pequeño cambio de temperatura. ^{[2] [3]} La concentración de deuterio refleja el hecho de que los gases son una mezcla de hidrógeno ordinario y helio y deuterio.

La masa que rodea la zona radiativa todavía es rica en deuterio, y la fusión del deuterio avanza en una capa cada vez más delgada que se mueve gradualmente hacia afuera a medida que crece el núcleo radiativo de la estrella. La generación de energía nuclear en estas regiones exteriores de baja densidad hace que la protoestrella se hinche, retrasando la contracción gravitacional del objeto y posponiendo su llegada a la secuencia principal. ^[2] La energía total disponible por la fusión del deuterio es comparable a la liberada por la contracción gravitacional. ^[3]

Debido a la escasez de deuterio en el Universo , el suministro de una protoestrella es limitado. Después de unos pocos millones de años, se habrá consumido por completo. ^[4]

En objetos subestelares

La fusión de hidrógeno requiere temperaturas y presiones mucho más altas que la fusión de deuterio, por lo tanto, hay objetos lo suficientemente masivos para quemar deuterio pero no lo suficientemente masivos para quemar hidrógeno. Estos objetos se llaman enanas marrones y tienen masas entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter . ^[5] Las enanas marrones pueden brillar durante cien millones de años antes de que se queme su suministro de deuterio. ^[6]

Los objetos por encima de la masa mínima de fusión de deuterio (masa mínima por combustión de deuterio, DBMM) fusionarán todo su deuterio en muy poco tiempo (∼4-50 Myr), mientras que los objetos por debajo de esa masa quemarán poco y, por lo tanto, conservarán su abundancia original de deuterio. . "La aparente identificación de objetos que flotan libremente o planetas rebeldes debajo del DBMM sugeriría que la formación de objetos con forma de estrella se extiende por debajo del DBMM". ^[7]

En planetas

Se ha demostrado que la fusión de deuterio también debería ser posible en los planetas. El umbral de masa para el inicio de la fusión de deuterio sobre los núcleos sólidos también es de aproximadamente 13 masas de Júpiter. ^{[8] [9]}

Otras reacciones

Aunque la fusión con un protón es el método dominante para consumir deuterio, son posibles otras reacciones. Estos incluyen la fusión con otro núcleo de deuterio para formar helio-3 , tritio o (más raramente) helio-4 , o con helio para formar varios isótopos de litio . ^[10]

Referencias

1. Adams, Fred C. (1996). Zuckerman, Ben; Malkan, Mathew (eds.). El origen y la evolución del universo . Reino Unido: Jones & Bartlett . pag. 47. ISBN 978-0-7637-0030-0.
2. Palla, Francesco; Zinnecker, Hans (2002). Física de la formación estelar en galaxias . Springer-Verlag . págs. 21-22, 24-25. ISBN 978-3-540-43102-2.
3. Bally, John; Reipurth, Bo (2006). El nacimiento de estrellas y planetas . Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 61. ISBN 978-0-521-80105-8.
4. Adams, Fred (2002). Orígenes de la existencia: cómo surgió la vida en el universo . La prensa libre. pag. 102. ISBN 978-0-7432-1262-5.
5. LeBlanc, Francis (2010). Introducción a la astrofísica estelar . Reino Unido: John Wiley & Sons . pag. 218. ISBN 978-0-470-69956-0.
6. Lewis, John S. (2004). Física y química del sistema solar . Reino Unido: Elsevier Academic Press . pag. 600. ISBN 978-0-12-446744-6.
7. Chabrier, G .; Baraffe, I .; Allard, F .; Hauschildt, P. (2000). "Quema de deuterio en objetos subestelares". El diario astrofísico . 542 (2): L119. arXiv : astro-ph / 0009174 . Código bibliográfico : 2000ApJ ... 542L.119C . doi : 10.1086 / 312941 .
8. Mollière, P .; Mordasini, C. (7 de noviembre de 2012). "Deuterio ardiendo en objetos que se forman a través del escenario de acreción del núcleo". Astronomía y Astrofísica . 547 : A105. arXiv : 1210.0538 . Bibcode : 2012A y A ... 547A.105M . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201219844 .
9. Bodenheimer, Peter; D'Angelo, Gennaro; Lissauer, Jack J .; Fortney, Jonathan J .; Saumon, Didier (20 de junio de 2013). "Quema de deuterio en planetas gigantes masivos y enanas marrones de baja masa formadas por acreción nucleada en el núcleo". El diario astrofísico . 770 (2): 120. arXiv : 1305.0980 . Código bibliográfico : 2013ApJ ... 770..120B . doi : 10.1088 / 0004-637X / 770/2/120 .
10. Rolfs, Claus E .; Rodney, William S. (1988). Calderos en el cosmos: astrofísica nuclear . Prensa de la Universidad de Chicago . pag. 338. ISBN 978-0-226-72456-0.