La fusión de deuterio , también llamada quema de deuterio , es una reacción de fusión nuclear que ocurre en 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 .
El deuterio es el núcleo más fácilmente fusionable 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 velocidad de reacción es tan sensible a la temperatura que la temperatura no aumenta mucho por encima de esta. [2] La energía generada por la fusión impulsa la convección, que transporta el calor generado a la superficie. [1]
Si no hubiera deuterio disponible 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 impediría que el objeto acretara materia. [2] La fusión de deuterio permite una mayor acumulación de masa al actuar como un termostato que detiene temporalmente el aumento de la temperatura central por encima de aproximadamente un millón de grados, una temperatura que no es 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 que la fusión del hidrógeno tome el control de forma estable y sostenida. La fusión del hidrógeno comenzará en10 7 K .
La tasa de generación de energía es proporcional a (concentración de deuterio) × (densidad) × (temperatura) 11,8 . Si el núcleo se encuentra 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 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 ordinario, helio y deuterio.
La masa que rodea la zona radiativa todavía es rica en deuterio, y la fusión del deuterio se produce 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 del mismo en una protoestrella es limitado. Después de unos pocos millones de años, efectivamente se habrá consumido 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 deuterio pero no lo suficientemente masivos como para quemar hidrógeno. Estos objetos se llaman enanas marrones y tienen masas entre aproximadamente 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 por encima de la masa mínima de fusión de deuterio (masa mínima de quema de deuterio, DBMM) fusionarán todo su deuterio en un tiempo muy corto (~4–50 Myr), mientras que los objetos por debajo de esa masa arderán poco y, por lo tanto, preservarán su abundancia de deuterio original. . "La aparente identificación de objetos que flotan libremente o planetas rebeldes debajo del DBMM sugeriría que la formación de objetos similares a estrellas se extiende por debajo del DBMM". [7]
El inicio de la quema de deuterio se llama destello de deuterio. [8] La quema de deuterio indujo inestabilidad después de este destello inicial de deuterio fue propuesta para estrellas de muy baja masa en 1964 por M. Gabriel. [9] [10] En este escenario, una estrella de baja masa o una 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 en <0,5 millones de años 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 MJ deberían ser objetivos más fáciles porque el inicio de la quema de deuterio ocurre a una edad mayor, de 1 a 10 Myrs . [10] [11] Las observaciones de estrellas de muy baja masa no lograron detectar la variabilidad que podría estar relacionada con la inestabilidad de la quema de deuterio, a pesar de estas predicciones. [12] Ruíz-Rodríguez et al. propuso 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 al destello de una 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 de deuterio sobre los núcleos sólidos también es de aproximadamente 13 masas de Júpiter ( 1 MJ = 1,889 × 10 27 kg ). [13] [14]
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 . [15] Las vías incluyen: