氘燃燒

氘燃燒是發生在一些恆星和次恆星天體的核融合反應，其中的氘原子核和質子相結合，形成一個氦-3核融合反應。它發生在質子-質子鏈反應的第二階段，由兩個質子融合形成一個氘原子核，再進一步與另一個質子融合；但也可以是原初的氘燃燒過程。

在原恆星

氘是最容易在原恆星熔融的核心與質子融合的原子核^[1]，當原恆星核心的溫度超過10 ⁶K就可以燃燒^[2]。這種反應的速率對溫度相當敏感，所以溫度不會上升太多^[2]。氘燃燒驅動的對流會運載熱量到表面^[1]。

如果沒有氘燃燒，就不會有質量超過2-3太陽質量的恆星，因為在前主序階段的恆星必須繼續吸積質量才能引發氫燃燒I^[2] 氘燃燒阻止了這種情況的發生，它使核心的溫度上升至約1,000萬度，而在這溫度以下氫燃燒是無法進行的^[3]。當核心的氘燃燒停止，只有在能量的傳輸從對流切換成輻射之後，圍繞著氘被耗盡的核心會形成能量障蔽，然後原恆星核心的溫度才會增高 ^[2][3]。

環繞著輻射區的物質中依然含有豐富的氘，氘的燃燒會以殼層的形式逐漸外移，而原恆星的輻射層也會逐漸增大。核反應在低密度的外層區域孳生，會導致原恆星的膨脹，減緩引力造成的收縮和推遲它到達主序帶^[2]。氘燃燒的總能量足以和引力收縮釋放出的相抗衡^[3]。

由於氘在宇宙中的數量不足（有限），原恆星能供應的因而受到限制。在數百萬年的時間後，它將被完全耗盡^[4]。

在次恆星天體

由於氫燃燒比氘燃燒更高的溫度和壓力，因此有些天體的質量雖然可以燃燒氘，，卻不足以燃燒氫。這些天體被稱為棕矮星，而它們的質量在13-80木星質量之間^[5]。棕矮星在它們的氘燃燒完之前，最多只能發光約一億年 ^[6]。

其他反應

雖然與質子的融合是消耗氘的最主要方法，但其他的反應也是可能的。這些反應包括與另一個氘和融合成氦-3、氚、或氦-4（罕見），或是形成各種不同的鋰同位素^[7]。

參考資料

1. Adams, Fred C. Zuckerman, Ben; Malkan, Mathew , 編. The Origin and Evolution of the Universe. United Kingdom: Jones & Bartlett. 1996: 47 [2014-02-02]. （原始內容存檔於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. （原始內容存檔於2014-02-19）. 引文使用過時參數coauthors (幫助)
3. Bally, John; Reipurth, Bo. The birth of stars and planets. Cambridge University Press. 2006: 61 [2014-02-02]. （原始內容存檔於2014-02-19）. 引文使用過時參數coauthors (幫助)
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. （原始內容存檔於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. （原始內容存檔於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. （原始內容存檔於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. （原始內容存檔於2014-02-19）. 引文使用過時參數coauthors (幫助)