重水素核融合

重水素核融合とは、恒星や準恒星天体で起こる核融合反応である。これらの反応は重水素原子核(重陽子)がかかわっており、最も一般的なのは、陽子との融合で、これによりヘリウム3原子核が生成される。

これらの反応は、まず2つの陽子から重水素原子核が形成される陽子-陽子連鎖反応の一部として起こる場合もあれば、既存の重水素の貯蔵量を利用して独立して起こる場合もある。

原始星

重水素核融合は、最も低い温度が必要とする反応の1つであり、10⁶Kという低温でも起こりうる。その結果、原始星では、最初の核融合反応は重水素の燃焼となる。

さらに、これらの反応速度は温度に大きく依存し、T^11.8に比例する。反応速度を決定づける他のパラメータが変化すると、平衡を維持するためにごくわずかな温度変化で済む。そのため、恒星内の温度はほぼ一定で保たれ、開始に約10⁷Kの温度を必要とする水素燃焼は、重水素が恒星の中心部に流入しなくなった後のみ始まる。

原始星は一定期間対流しているため、周囲の宇宙空間から重水素が原始星に集積し、中心部に入り込む。対流が停止すると重水素核融合が終わり、星の中心部が収縮して加熱され、内部で水素が燃焼される。重水素核融合はわずか数百万年しか続かない。

準恒星

天体の質量が80M_Jで13M_Jより大きい場合、水素燃焼は始まらず、重水素核融合が起こる。このような天体は褐色矮星と呼ばれ、質量によっては重水素が枯渇するまで最大1億年も輝き続けることがある。

惑星

固体核を持つ天体、すなわち惑星として形成された天体でも重水素核融合はおこる。褐色矮星と同様に、それらの質量も13M_Jを超えなければならず、その場合固体核付近で重水素核融合が起こる。

その他の反応

重水素核融合の主な反応は、重水素と陽子の融合とヘリウム3の生成であるが、いくつかの異なる反応も起こる。

• ${}^2{}_1\text{D}+p\to {}^3{}_2\text{He}+\gamma$
• ${}^2{}_1\text{D}+{}^2{}_1\text{D}\to {}^4{}_2\text{He}+\gamma$
• ${}^2{}_1\text{D}+{}^2{}_1\text{D}\to {}^3{}_1\text{T}+{}^1{}_{1}p+\gamma$
• ${}^2{}_1\text{D}+{}^2{}_1\text{D}\to {}^3{}_2\text{He}+{}^1{}_{0}n+\gamma$
• ${}^2{}_1\text{D}+{}^3{}_2\text{He}\to {}^4{}_2\text{He}+{}^1{}_{1}p+\gamma$
• ${}^2{}_1\text{D}+{}^3{}_2\text{He}\to {}^5{}_3\text{Li}+\gamma$
• ${}^2{}_1\text{D}+{}^4{}_2\text{He}\to {}^6{}_3\text{Li}+\gamma$