La fusión del deuterio , también llamada combustión del deuterio , es una reacción de fusión nuclear que ocurre en las estrellas y algunos objetos subestelares , en la que un núcleo de deuterio (deuterón) 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 deuterón formado a partir de dos protones se fusiona con otro protón, pero también puede proceder del deuterio primordial .
El deuterio ( 2H ) es el núcleo más fácilmente fusionado disponible para las protoestrellas en acreción , [1] y dicha fusión en el centro de las protoestrellas puede ocurrir cuando las temperaturas exceden los 10 6 K. [2] La tasa de reacción es tan sensible a la temperatura que esta no aumenta mucho por encima de esto. [2] La energía generada por la fusión impulsa la convección, que transporta el calor generado a la superficie. [1]
Si no hubiera 2 H disponibles para fusionarse, entonces las estrellas ganarían significativamente menos masa en la fase previa a la secuencia principal , ya que el objeto colapsaría más rápido y se produciría una fusión de hidrógeno más intensa que evitaría que el objeto acumulara materia. [2] La fusión de 2 H permite una mayor acumulación de masa al actuar como un termostato que detiene temporalmente la temperatura central para que no suba 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 de hidrógeno tome el control de forma estable y sostenida. La fusión de hidrógeno comenzará en10 7 K .
La tasa de generación de energía es proporcional al producto de la concentración de deuterio, la densidad y la temperatura. 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 11,8, se requerirían cambios muy grandes en la concentración de deuterio o en su densidad para dar como resultado incluso un pequeño cambio en la temperatura. [2] [3] La concentración de deuterio refleja el hecho de que los gases son una mezcla de hidrógeno normal, helio y deuterio.
La masa que rodea la zona radiactiva aún es rica en deuterio, y la fusión del deuterio se produce en una capa cada vez más delgada que se desplaza gradualmente hacia el exterior a medida que crece el núcleo radiactivo de la estrella. La generación de energía nuclear en estas regiones exteriores de baja densidad hace que la protoestrella se hinche, retrasando la contracción gravitatoria del objeto y posponiendo su llegada a la secuencia principal. [2] La energía total disponible por la fusión de 2 H es comparable a la liberada por la contracción gravitatoria. [3]
Debido a la escasez de deuterio en el cosmos, el suministro de este elemento a una protoestrella es limitado. Después de unos pocos millones de años, se habrá consumido prácticamente por completo. [4]
La fusión del hidrógeno requiere temperaturas y presiones mucho más altas que la fusión del deuterio, por lo que hay objetos lo suficientemente masivos como para quemar 2 H pero no lo suficientemente masivos como para quemar hidrógeno normal. Estos objetos se denominan enanas marrones y tienen masas de entre 13 y 80 veces la masa de Júpiter . [5] Las enanas marrones pueden brillar durante cien millones de años antes de que se agote su suministro de deuterio. [6]
Los objetos que se encuentran por encima de la masa mínima de fusión del deuterio (masa mínima de combustión del deuterio, DBMM) fusionarán todo su deuterio en un tiempo muy corto (aproximadamente entre 4 y 50 millones de años), mientras que los objetos que se encuentran por debajo de esa masa se quemarán poco y, por lo tanto, conservarán su abundancia original de 2H . "La aparente identificación de objetos que flotan libremente, o planetas rebeldes, por debajo de la DBMM sugeriría que la formación de objetos similares a estrellas se extiende por debajo de la DBMM". [7]
El inicio de la quema de deuterio se llama destello de deuterio. [8] La inestabilidad inducida por la quema de deuterio después de este destello de deuterio inicial fue propuesta para estrellas de muy baja masa en 1964 por M. Gabriel. [9] [10] En este escenario, una estrella de baja masa o enana marrón que es completamente convectiva se volverá pulsacionalmente inestable debido a que la reacción nuclear es sensible a la temperatura. [10] Esta pulsación es difícil de observar porque se cree que el inicio de la quema de deuterio comienza a <0,5 Myrs para estrellas >0,1 M ☉ . En este momento, las protoestrellas todavía están profundamente incrustadas en sus envolturas circunestelares . Las enanas marrones con masas entre 20 y 80 M J deberían ser objetivos más fáciles porque el inicio de la quema de deuterio ocurre a una edad más avanzada de 1 a 10 Myrs. [10] [11] Las observaciones de estrellas de muy baja masa no lograron detectar variabilidad que pudiera estar relacionada con la inestabilidad de la quema de deuterio, a pesar de estas predicciones. [12] Ruíz-Rodríguez et al. propusieron que la capa elíptica de monóxido de carbono alrededor de la joven enana marrón SSTc2d J163134.1-24006 se debe a un violento destello de deuterio, que recuerda a un destello de capa de helio en estrellas viejas. [11]
Se ha demostrado que la fusión del deuterio también debería ser posible en los planetas. El umbral de masa para el inicio de la fusión del deuterio sobre los núcleos sólidos también se encuentra en aproximadamente 13 masas de Júpiter (1 M J =1,889 × 10 27 kg ). [13] [14]
Aunque la fusión con un protón es la forma dominante de consumir deuterio, son posibles otras reacciones. Estas incluyen la fusión con otro deuterón para formar helio-3 , tritio o, más raramente, helio-4 , o con helio para formar varios isótopos de litio . [15] Las vías incluyen: [ cita requerida ]