氘燃烧是发生在一些恒星和次恒星天体的核融合反应，其中的氘原子核和质子相结合，形成一个氦-3核融合反应。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，围绕著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]。
环绕著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]。
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
Wikiwand in your browser!
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
