اندماج الديوتيريوم

📅 آخر تحديث: ٣٠ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٣٠ يوليو ٢٠٢٦
الموسوعة الحرة

اندماج الديوتيريوم ، أو احتراق الديوتيريوم ، هو تفاعل اندماج نووي يحدث في النجوم وبعض الأجرام السماوية ، حيث تتحد نواة ديوتيريوم (ديوترون) مع بروتون لتكوين نواة هيليوم-3 . ويحدث هذا التفاعل كمرحلة ثانية من تفاعل سلسلة البروتون-بروتون ، حيث يندمج ديوترون مُكوَّن من بروتونين مع بروتون آخر، ولكنه قد يحدث أيضًا من ديوتيريوم بدائي .

في النجوم الأولية

يُعدّ الديوتيريوم ( 2H ) النواة الأسهل اندماجًا المتاحة للنجوم الأولية المتراكمة ، [ 1 ] ويمكن أن يحدث هذا الاندماج في مركز النجوم الأولية عندما تتجاوز درجات الحرارة 10⁶ كلفن . [ 2 ] ويتأثر معدل التفاعل بدرجة الحرارة بشكل كبير، بحيث لا ترتفع درجة الحرارة كثيرًا فوق هذه القيمة. [ 2 ] وتُحرك الطاقة الناتجة عن الاندماج تيارات الحمل الحراري، التي تنقل الحرارة المتولدة إلى السطح. [ 1 ] 

لو لم يتوفر الهيدروجين -2 ( 2H) للاندماج، لاكتسبت النجوم كتلة أقل بكثير في مرحلة ما قبل التسلسل الرئيسي ، إذ سينهار الجسم بسرعة أكبر، وسيحدث اندماج هيدروجيني أكثر كثافة ، مما يمنع الجسم من تراكم المادة. [ 2 ] يسمح اندماج الهيدروجين -2 بمزيد من تراكم الكتلة من خلال عمله كمنظم حراري يوقف مؤقتًا درجة الحرارة المركزية عن الارتفاع فوق مليون درجة مئوية تقريبًا، وهي درجة حرارة غير كافية لاندماج الهيدروجين، لكنها تتيح وقتًا لتراكم المزيد من الكتلة. [ 3 ] عندما تتحول آلية نقل الطاقة من الحمل الحراري إلى الإشعاعي، يتباطأ نقل الطاقة، مما يسمح بارتفاع درجة الحرارة وسيبدأ اندماج الهيدروجين بشكل مستقر ومستدام. سيبدأ اندماج الهيدروجين عند10 7  K .

يتناسب معدل توليد الطاقة طرديًا مع حاصل ضرب تركيز الديوتيريوم وكثافته ودرجة حرارته. إذا كان قلب المفاعل في حالة مستقرة، فسيكون توليد الطاقة ثابتًا. إذا زاد أحد المتغيرات في المعادلة، فلا بد أن ينخفض ​​المتغيران الآخران للحفاظ على ثبات توليد الطاقة. عند رفع درجة الحرارة إلى الأس 11.8، سيتطلب الأمر تغيرات كبيرة جدًا في تركيز الديوتيريوم أو كثافته لإحداث أي تغيير طفيف في درجة الحرارة. [ 2 ] [ 3 ] يعكس تركيز الديوتيريوم حقيقة أن الغازات عبارة عن خليط من الهيدروجين والهيليوم والديوتيريوم.

لا تزال الكتلة المحيطة بالمنطقة الإشعاعية غنية بالديوتيريوم، ويحدث اندماج الديوتيريوم في غلاف رقيق متزايد الرقة يتحرك تدريجيًا نحو الخارج مع نمو النواة الإشعاعية للنجم. يؤدي توليد الطاقة النووية في هذه المناطق الخارجية منخفضة الكثافة إلى انتفاخ النجم الأولي، مما يؤخر انكماشه بفعل الجاذبية ويؤجل وصوله إلى التسلسل الرئيسي. [ 2 ] الطاقة الكلية المتاحة من اندماج الديوتيريوم -2 تُقارن بالطاقة المنبعثة من الانكماش بفعل الجاذبية. [ 3 ]

نظراً لندرة الديوتيريوم في الكون، فإن مخزون النجم الأولي منه محدود. وبعد بضعة ملايين من السنين، سيكون قد استُهلك بالكامل فعلياً. [ 4 ]

في الأجسام دون النجمية

يتطلب اندماج الهيدروجين درجات حرارة وضغوطًا أعلى بكثير من اندماج الديوتيريوم، ولذلك، توجد أجسام ضخمة بما يكفي لحرق 2H ولكنها ليست ضخمة بما يكفي لحرق الهيدروجين العادي. تُسمى هذه الأجسام بالأقزام البنية ، وتتراوح كتلتها بين 13 و80 ضعف كتلة كوكب المشتري . [ 5 ] قد تستمر الأقزام البنية في التألق لمدة مئة مليون سنة قبل أن ينفد مخزونها من الديوتيريوم. [ 6 ]

الأجسام التي تتجاوز الحد الأدنى لكتلة اندماج الديوتيريوم (الحد الأدنى لكتلة احتراق الديوتيريوم، DBMM) ستدمج كل الديوتيريوم الموجود فيها خلال فترة قصيرة جدًا (حوالي 4-50 مليون سنة)، بينما الأجسام التي تقل كتلتها عن ذلك ستحرق كمية قليلة منه، وبالتالي ستحافظ على وفرة الهيدروجين -2 الأصلية . "يشير التحديد الظاهر للأجسام الحرة، أو الكواكب الشاردة التي تقل كتلتها عن الحد الأدنى لكتلة احتراق الديوتيريوم، إلى أن تكوين الأجسام الشبيهة بالنجوم يمتد إلى ما دون هذا الحد." [ 7 ]

تُسمى بداية احتراق الديوتيريوم بوميض الديوتيريوم. [ 8 ] اقترح م. غابرييل في عام 1964 عدم استقرار ناتج عن احتراق الديوتيريوم بعد هذا الوميض الأولي للنجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا. [ 9 ] [ 10 ] في هذا السيناريو ، يصبح النجم ذو الكتلة المنخفضة أو القزم البني الذي يتميز بحمل حراري كامل غير مستقر نبضيًا نظرًا لحساسية التفاعل النووي لدرجة الحرارة. [ 10 ] يصعب رصد هذا النبض لأن بداية احتراق الديوتيريوم يُعتقد أنها تبدأ عند عمر أقل من 0.5 مليون سنة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 0.1 كتلة شمسية . في هذا الوقت، لا تزال النجوم الأولية مغمورة بعمق في أغلفةها المحيطة . أما الأقزام البنية التي تتراوح كتلتها بين 20 و80 كتلة شمسية، فيُفترض أن تكون أهدافًا أسهل لأن بداية احتراق الديوتيريوم تحدث عند عمر أكبر يتراوح بين 1 و10 ملايين سنة. [ 10 ] [ 11 ] فشلت عمليات رصد النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا في رصد أي تغيرات يمكن ربطها بعدم استقرار احتراق الديوتيريوم، على الرغم من هذه التوقعات. [ 12 ] اقترح رويز-رودريغيز وآخرون أن غلاف أول أكسيد الكربون الإهليلجي المحيط بالقزم البني الفتي SSTc2d J163134.1-24006 ناتج عن وميض ديوتيريوم عنيف، يُشبه وميض غلاف الهيليوم في النجوم القديمة. [ 11 ]

في الكواكب

لقد ثبت أن اندماج الديوتيريوم ممكن أيضًا في الكواكب. كما أن عتبة الكتلة لبدء اندماج الديوتيريوم فوق النوى الصلبة تبلغ حوالي 13 ضعف كتلة كوكب المشتري (1 M J =1.889 × 10 27  كجم ). [ 13 ] [ 14 ]

ردود فعل أخرى

على الرغم من أن الاندماج مع بروتون هو الطريقة السائدة لاستهلاك الديوتيريوم، إلا أن هناك تفاعلات أخرى ممكنة. تشمل هذه التفاعلات الاندماج مع ديوتيريوم آخر لتكوين الهيليوم-3 ، أو التريتيوم ، أو في حالات نادرة الهيليوم-4 ، أو الاندماج مع الهيليوم لتكوين نظائر مختلفة من الليثيوم . [ 15 ] تشمل المسارات ما يلي:

2 ساعة + 2 ساعة → 3 ساعات (1.01  ميغا إلكترون فولت + ص + (3.02  ميغا إلكترون فولت
   → 3 هو (0.82  ميغا إلكترون فولت ) + ن (2.45  ميغا إلكترون فولت )
2 ساعة + 3 ساعات → 4 هو (3.52  ميغا إلكترون فولت + ن (14.06  ميغا إلكترون فولت )
2 ساعة + 3 هو → 4 هو (3.6  ميغا إلكترون فولت ) + ص + (14.7  ميغا إلكترون فولت )

مراجع

  1. 1 2 آدامز، فريد سي. (1996). زوكرمان، بن؛ مالكان، ماثيو (محرران). أصل الكون وتطوره . المملكة المتحدة: جونز وبارتليت . ص  47. ISBN 978-0-7637-0030-0.
  2. 1 2 3 4 5 بالا، فرانشيسكو؛ زينكر، هانز (2002). فيزياء تكوين النجوم في المجرات . سبرينغر-فيرلاغ . ص 21 – 22، 24 – 25. ISBN  978-3-540-43102-2.
  3. 1 2 3 بالي، جون؛ ريبورث، بو (2006). ولادة النجوم والكواكب . مطبعة جامعة كامبريدج . ص 61. ISBN  978-0-521-80105-8.
  4. ↑ آدامز، فريد (2002). أصول الوجود: كيف نشأت الحياة في الكون . دار النشر الحرة. ص 102. ISBN  978-0-7432-1262-5.
  5. ↑ ليبلانك، فرانسيس (2010). مقدمة في الفيزياء الفلكية النجمية . المملكة المتحدة: جون وايلي وأولاده . ص 218. ISBN  978-0-470-69956-0.
  6. ↑ لويس، جون س. (2004). فيزياء وكيمياء النظام الشمسي . المملكة المتحدة: دار النشر الأكاديمية إلسيفير . ص 600. ISBN  978-0-12-446744-6.
  7. ^ شابرييه، ج. بارافي، أنا. ألارد، ف. هوشيلت، ب. (2000). “حرق الديوتيريوم في الأجسام دون النجمية”. مجلة الفيزياء الفلكية . 542 (2): ل119. أرخايف : astro-ph/0009174 . بيب كود : 2000ApJ...542L.119C . دوى : 10.1086/312941 . S2CID 28892266 . 
  8. ↑ سالبيتر، إي إي (1992-07-01). "الحد الأدنى للكتلة اللازمة لاحتراق الديوتيريوم والهيدروجين أثناء التراكم البطيء" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 393 : 258. Bibcode : 1992ApJ...393..258S . doi : 10.1086/171502 . ISSN 0004-637X . 
  9. ^ غابرييل ، م. (1964/02/01). "ثبات اهتزاز كروجر 60 أمبير والألوان الحمراء" . حوليات الفيزياء الفلكية . 27 : 141. بيب كود : 1964AnAp...27..141G . ISSN 0365-0499 . 
  10. 1 2 3 بالا، ف.؛ باراف، إ. (2005-03-01). "أقزام بنية شابة نابضة" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 432 (2): L57– L60. arXiv : astro-ph/0502042 . Bibcode : 2005A & A...432L..57P . doi : 10.1051/0004-6361:200500020 . ISSN 0004-6361 . S2CID 14026281 .  
  11. 1 2 رويز رودريغيز، داري أ؛ سيزا، لوكاس أ. كاساسوس، سيمون؛ المندروس أباد، فيكتور؛ جوفري، باولا؛ موزيك، كورالجكا؛ راميريز، كارلا بينيا؛ باتالا فالكون، غريس؛ دنهام، مايكل م. غونزاليس رويلوفا، كاميلو؛ هالز، أنطونيو؛ همفريز، إليزابيث. نوغيرا، بيدرو هـ؛ بالاديني، كلوديا؛ توبين ، جون (2022/09/01). "اكتشاف قزم بني مع فقدان كتلة شبه كروية" . مجلة الفيزياء الفلكية . 938 (1): 54. أرخايف : 2209.00759 . بيب كود : 2022ApJ...938...54R . دوى : 10.3847/1538-4357/ac8ff5 . S2CID 252070745 . 
  12. ↑ كودي، آن ماري؛ هيلينبراند، لين أ. (2014-12-01). "بحث عن النبضات بين الأقزام البنية الفتية والنجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 796 (2): 129. arXiv : 1410.5442 . Bibcode : 2014ApJ...796..129C . doi : 10.1088/0004-637X/796/2/129 . ISSN 0004-637X . S2CID 41318148 .  
  13. ↑ موليير، ب.؛ مورداسيني، س. (7 نوفمبر 2012). "احتراق الديوتيريوم في الأجسام المتشكلة عبر سيناريو تراكم النواة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 547 : A105. arXiv : 1210.0538 . Bibcode : 2012A & A...547A.105M . doi : 10.1051/0004-6361/201219844 . S2CID 55502387 . 
  14. ↑ بودينهايمر، بيتر؛ دانجيلو، جينارو؛ ليسور، جاك جيه؛ فورتني، جوناثان جيه؛ سومون، ديدييه (20 يونيو 2013). "احتراق الديوتيريوم في الكواكب العملاقة الضخمة والأقزام البنية منخفضة الكتلة المتكونة عن طريق التراكم النواة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 770 (2): 120. arXiv : 1305.0980 . Bibcode : 2013ApJ...770..120B . doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . S2CID 118553341 . 
  15. ↑ رولفس، كلاوس إي.؛ رودني، ويليام إس. (1988). المراجل في الكون: الفيزياء الفلكية النووية . مطبعة جامعة شيكاغو . ص 338. ISBN  978-0-226-72456-0.