氘燃烧

氘燃烧是发生在一些恒星和次恒星天体的核聚变反应，其中的氘原子核和质子相结合，形成一个氦-3核聚变反应。它发生在质子-质子链反应的第二阶段，由两个质子融合形成一个氘原子核，再进一步与另一个质子融合；但也可以是原初的氘燃烧过程。

在原恒星

氘是最容易在原恒星熔融的核心与质子融合的原子核^[1]，当原恒星核心的温度超过10 ⁶K就可以燃烧^[2]。这种反应的速率对温度相当敏感，所以温度不会上升太多^[2]。氘燃烧驱动的对流会运载热量到表面^[1]。

如果没有氘燃烧，就不会有质量超过2-3太阳质量的恒星，因为在前主序阶段的恒星必须继续吸积质量才能引发氢燃烧I^[2] 氘燃烧阻止了这种情况的发生，它使核心的温度上升至约1,000万度，而在这温度以下氢燃烧是无法进行的^[3]。当核心的氘燃烧停止，只有在能量的传输从对流切换成辐射之后，围绕着氘被耗尽的核心会形成能量障蔽，然后原恒星核心的温度才会增高 ^[2][3]。

环绕着辐射区的物质中依然含有丰富的氘，氘的燃烧会以壳层的形式逐渐外移，而原恒星的辐射层也会逐渐增大。核反应在低密度的外层区域孳生，会导致原恒星的膨胀，减缓引力造成的收缩和推迟它到达主序带^[2]。氘燃烧的总能量足以和引力收缩释放出的相抗衡^[3]。

由于氘在宇宙中的数量不足（有限），原恒星能供应的因而受到限制。在数百万年的时间后，它将被完全耗尽^[4]。

在次恒星天体

由于氢燃烧比氘燃烧更高的温度和压力，因此有些天体的质量虽然可以燃烧氘，，却不足以燃烧氢。这些天体被称为棕矮星，而它们的质量在13-80木星质量之间^[5]。棕矮星在它们的氘燃烧完之前，最多只能发光约一亿年 ^[6]。

其他反应

虽然与质子的融合是消耗氘的最主要方法，但其他的反应也是可能的。这些反应包括与另一个氘和融合成氦-3、氚、或氦-4（罕见），或是形成各种不同的锂同位素^[7]。

参考资料

1. Adams, Fred C. Zuckerman, Ben; Malkan, Mathew , 编. The Origin and Evolution of the Universe. United Kingdom: Jones & Bartlett. 1996: 47 [2014-02-02]. （原始内容存档于2014-02-19）.
2. Palla, Francesco; Zinnecker, Hans. Physics of Star Formation in Galaxies. Springer-Verlag. 2002: 21–22,24–25 [2014-02-02]. ISBN 3-540-43102-0. （原始内容存档于2014-02-19）. 引文使用过时参数coauthors (帮助)
3. Bally, John; Reipurth, Bo. The birth of stars and planets. Cambridge University Press. 2006: 61 [2014-02-02]. （原始内容存档于2014-02-19）. 引文使用过时参数coauthors (帮助)
4. Adams, Fred. Origins of existence: how life emerged in the universe. The Free Press. 2002: 102 [2014-02-02]. ISBN 0-7432-1262-2. （原始内容存档于2014-02-19）.
5. LeBlanc, Francis. An Introduction to Stellar Astrophysics. United Kingdom: John Wiley & Sons. 2010: 218 [2014-02-02]. ISBN 978-0-470-69956-0. （原始内容存档于2014-02-19）.
6. Lewis, John S. Physics and chemistry of the solar system. United Kingdom: Elsevier Academic Press. 2004: 600 [2014-02-02]. ISBN 0-12-446744-X. （原始内容存档于2014-02-19）.
7. Rolfs, Claus E.; Rodney, William S. Cauldrons in the cosmos: nuclear astrophysics. University of Chicago Press. 1988: 338 [2014-02-02]. ISBN 0-226-72456-5. （原始内容存档于2014-02-19）. 引文使用过时参数coauthors (帮助)