Деутериум (водород-2, симбол H или D, познат и како тежок водород) — еден од двата стабилни изотопи на водородот; другиот е протиум, или водород-1, H. Јадрото на деутериум (деутерон) содржи еден протон и еден неутрон, додека многу почестиот H нема неутрони.
Името деутериум доаѓа од грчкиот deuteros, што значи „втор“. Американскиот хемичар Харолд Уреј го открил деутериумот во 1931 година. Уреј произвел примероци од тешка вода во која H била високо концентрирана. Откритието на деутериумот му донело на Уреј Нобеловата награда во 1934 година.
Речиси целиот деутериум пронајден во природата бил синтетизиран во Големата експлозија пред 13.8 милијарди години, формирајќи го исконскиот сооднос од H до H (≈26 јадра на деутериум на 10 водородни јадра). Деутериумот последователно се произведува од бавниот ѕвезден протонско-протонски синџир, но брзо се уништува со егзотермни јадрени соединувања. Реакцијата деутериум-деутериум има втор најнизок енергетски праг и е астрофизички најпристапна, што се јавува и кај ѕвездите и кај кафеавите џуџиња.
Гасовитите џиновски планети го прикажуваат исконскиот сооднос на деутериумот. Кометите покажуваат покачен сооднос сличен на океаните на Земјата (156 јадра на деутериум на јадра на водород). Ова ги зацврстува теориите дека голем дел од водата во океаните на Земјата е од кометно потекло. Односот на деутериум на кометата 67P/Чурјумов-Герасименко, измерен со вселенската сонда Розета, е околу три пати поголем од оној на водата на Земјата. Оваа бројка е највисока досега измерена во комета, така што соодносот на деутериум продолжува да биде активна тема на истражување и во астрономијата и во климатологијата.
Деутериумот се користи во повеќето јадрени оружја, многу експерименти за јадрено соединување и како најефективен модератор на неутрони, првенствено во јадрени реактори со тешка вода. Се користи и како изотопска ознака, во биогеохемијата, NMR спектроскопијата и деутерираните лекови.
Разлики од обичниот водород (протиум) мини|Водород (горе) и деутериум (долу) светат во гасни цевки
Хемиски симбол Деутериумот често се претставува со хемискиот симбол D. Бидејќи е изотоп на водород со масен број 2, тој е претставен и со H. Меѓународниот сојуз за чиста и применета хемија (МСЧПХ) го дозволува и симболот D и H, иако се претпочита H. За погодност се користи посебен хемиски симбол поради вообичаената употреба на изотопот во различни научни процеси. Исто така, неговата голема масна разлика со протиумот (H) дава незанемарливи хемиски разлики со соединенијата H. Деутериумот има маса од , околу двапати поголема од средната атомска тежина на водород од Da, или двојно поголема маса на протиум од Da. Односите на тежина на изотопи во другите елементи се во голема мера незначителни во овој поглед.
Спектроскопија Во квантната механика, енергетските нивоа на електроните во атомите зависат од намалената маса на системот на електрони и јадрото. За водороден атом, улогата на намалената маса наједноставно се гледа преку Боровиот модел на атомот, каде што намалената маса се појавува при едноставна пресметка на Ридберговата константа и Ридберговата равенка, но намалената маса се појавува и во Шредингеровата равенка и во Дираковата равенка за пресметување на нивоата на атомска енергија.
Намалената маса на системот во овие равенки е блиску до масата на еден електрон, но се разликува од неа за мала количина приближно еднаква на односот на масата на електронот кон јадрото. За H, оваа сума е околу или 1.000545, а за H е уште помала: . Затоа, енергиите на линиите на електронските спектри за H и H се разликуваат според односот на овие два броја, кој е 1,000272. Брановите должини на сите деутериумски спектроскопски линии се пократки од соодветните линии на лесен водород, за 0,0272%. Во астрономското набљудување, ова одговара на сино доплерско поместување од 0,0272% од брзината на светлината, или 81,6 km/s.
Разликите се многу поизразени во вибрационата спектроскопија како што се инфрацрвената спектроскопија и Рамановата спектроскопијата, и во ротационите спектри како што е микробрановата спектроскопија бидејќи намалената маса на деутериумот е значително повисока од онаа на протиумот. Во спектроскопијата на јаглената магнетна резонанца, деутериумот има многу различна ЈМР фреквенција (на пр. 61 MHz кога протиумот е на 400 MHz) и е многу помалку чувствителен. Деутерираните растворувачи обично се користат во протиумска ЈМР за да се спречи преклопувањето на растворувачот со сигналот, иако е можно и сам по себе деутериумски ЈМР.
Нуклеосинтеза на Големата експлозија Се смета дека деутериумот одиграл голема улога во одредувањето на бројот и односот на елементите кои биле формирани во Големата експлозија. Комбинирајќи ја термодинамиката и промените предизвикани од космичката експанзија, може да се пресмета фракцијата на протоните и неутроните врз основа на температурата во точката кога универзумот се оладил доволно за да овозможи формирање на јадра. Оваа пресметка покажува седум протони за секој неутрон на почетокот на нуклеогенезата, однос кој би останал стабилен дури и по завршувањето на нуклеогенезата. Оваа фракција првично била во корист на протоните, првенствено затоа што помалата маса на протонот го фаворизирала нивното производство. Како што Вселената се ширела, тој се оладувал. Слободните неутрони и протони се помалку стабилни од јадрата на хелиумот, а протоните и неутроните имале силна енергетска причина да формираат хелиум-4. Сепак, формирањето на хелиум-4 бара среден чекор на формирање на деутериум.
Во голем дел од неколкуте минути по Големата експлозија за време на која можело да се случи нуклеосинтеза, температурата била доволно висока што средната енергија по честичка била поголема од енергијата на врзување на слабо врзаниот деутериум; затоа, секој деутериум што се формирал веднаш бил уништен. Оваа ситуација е позната како тесно грло на деутериумот. Тесното грло го одложило формирањето на кој било хелиум-4 додека Вселената не се изладила доволно за да формира деутериум (на околу температура еквивалентна на 100 keV). Во овој момент, постоел ненадеен излив на формирање на елемент (првиот деутериум, кој веднаш се споил во хелиум). Меѓутоа, многу брзо потоа, дваесет минути по Големата експлозија, Вселената станала премногу ладна за какво било понатамошно јадрено соединување или нуклеосинтеза. Во овој момент, елементарните изобилства биле речиси фиксирани, со единствена промена бидејќи некои од радиоактивните производи на нуклеосинтезата на Големата експлозија (како што е тритиумот) се распаѓаат. Тесното грло на деутериумот во формирањето на хелиум, заедно со недостатокот на стабилни начини за хелиум да се комбинира со водородот или со самиот себе (ниту едно стабилно јадро нема масен број 5 или 8) значело дека во Големата експлозија се формирала незначителна количина на јаглерод, или какви било елементи потешки од јаглеродот. Овие елементи на тој начин барале формирање во ѕвезди. Во исто време, неуспехот на голем дел од нуклеогенезата за време на Големата експлозија обезбедила многу водород во подоцнежниот универзум на располагање за да се формираат долговечни ѕвезди, како што е Сонцето.
Изобилство десно|мини| Поедноставен графикон на содржина на честички Деутериумот се јавува во трагови природно како гас деутериум ( H или D), но повеќето атоми на деутериум во Вселената се поврзани со H за да формираат гас наречен водороден деутерид (HD или HH). Слично на тоа, природната вода содржи деутерирани молекули, речиси сите како полутешка вода HDO со само еден деутериум.
Постоењето на деутериум на Земјата, на друго место во Сончевиот Систем (како што е потврдено со планетарните сонди) и во спектрите на ѕвездите, е исто така важен податок во космологијата. Гама зрачењето од обичното јадрено соединување го дисоцира деутериумот на протони и неутрони, и не постои познат природен процес освен нуклеосинтезата на Големата експлозија кој би можел да произведе деутериум во нешто блиску до неговото забележано природно изобилство. Деутериумот е произведен од реткото кластерски распад и повременото примање на природни неутрони од лесен водород, но тоа се тривијални извори. Се смета дека има малку деутериум во внатрешноста на Сонцето и другите ѕвезди, бидејќи на овие температури реакциите на јадреното соединување кои трошат деутериум се случуваат многу побрзо од протонско-протонската реакција што создава деутериум. Сепак, деутериумот опстојува во надворешната сончева атмосфера со приближно иста концентрација како во Јупитер, и тоа веројатно е непроменето од настанувањето на Сончевиот Систем. Природното изобилство на H се смета дека е многу слична фракција на водород, каде и да се најде водород, освен ако не постојат очигледни процеси на работа кои го концентрираат.
Постоењето на деутериум на ниска, но константна исконска фракција во целиот водород е уште еден од аргументите во корист на Големата експлозија во однос на теоријата на постојана состојба на Вселената. Набљудуваните соодноси на водород со хелиум и деутериум во Вселената е тешко да се објаснат освен со модел на Големата експлозија. Се проценува дека изобилството на деутериум не се развило значително од нивното производство пред околу 13,8 милијарди години. Мерењата на галактичкиот деутериум на Млечниот Пат од ултравиолетовите спектрални анализи покажуваат сооднос од дури 23 атоми деутериум на милион атоми на водород во непречените гасни облаци, што е само 15% под проценетиот примордијален сооднос од Вилкинсоновата микробранова анизотропна сонда од околу 27 атоми на милион од Големата експлозија. Ова се толкува дека помалку деутериум е уништен во формирањето на ѕвезди во галаксијата Млечен Пат отколку што се очекувало, или можеби деутериумот е надополнет со голем пад на исконски водород надвор од галаксијата. Во вселената на неколку стотици светлосни години од Сонцето, изобилството на деутериум е само 15 атоми на милион, но оваа вредност веројатно е под влијание на диференцијалната атсорпција на деутериум врз зрната јаглеродна прашина во меѓуѕвездениот простор.
Изобилството на деутериум во атмосферата на Јупитер е директно измерено од вселенската сонда „Галилео“ како 26 атоми на милион атоми на водород. Набљудувањата на ISO-SWS наошле 22 атоми на милион атоми на водород во Јупитер. и се смета дека ова изобилство претставува близок сооднос на исконскиот Сончев Систем. Ова е околу 17% од копнениот сооднос од 156 атоми на деутериум на милион атоми на водород.
Било измерено дека кометите како што се Хејл-Боповата и Халеевата комета содржат повеќе деутериум (околу 200 атоми на милион водороди), соодноси кои се збогатени во однос на претпоставениот сооднос на протосончевата маглина, веројатно поради загревањето, и кои се слични на односот пронајден во морската вода на Земјата. Неодамнешното мерење на количествата на деутериум од 161 атоми на милион водород во кометата 103P/Хартли (поранешен објект на Кајперовиот појас), сооднос речиси точно тој во океаните на Земјата (155,76 ± 0,1, но всушност од 153 до 156 ppm), ја нагласува теоријата дека водата може да биде голема од површината на Земјата. Неодамна, HHR од 67P/Чурјумов-Герасименко како што е измерено од Розета е околу три пати повеќе од водата на Земјата. Ова предизвикало обновен интерес за сугестиите дека водата на Земјата можеби е делумно од астероидно потекло.
Било забележано дека деутериумот е концентриран над просечното сончево изобилство на други копнени планети, особено Марс и Венера.
Производство Деутериумот се произведува за индустриски, научни и воени цели, со започнување преку обична вода - мал дел од која природно се наоѓа тешка вода - а потоа се одвојува тешката вода преку Гирдлеровиот сулфидов процес, дестилација или други методи.
Теоретски, деутериум за тешка вода може да се создаде во јадрен реактор, но одвојувањето од обичната вода е најевтиниот процес на производство на големо.