宇宙中的氘和氚是怎么产生的？
氘：宇宙大爆炸的遗留物
谈到氘（Deuterium，符号D或²H），它的产生主要归功于一个我们都熟悉的事件——宇宙大爆炸（Big Bang）。在大约138亿年前，当宇宙还处于一个极度炽热、致密的状态时，发生了一场名为“原初核合成”（Big Bang Nucleosynthesis，BBN）的短暂但至关重要的过程。
在宇宙大爆炸后的几分钟内，当温度从极高下降到足以让基本粒子稳定下来时，质子（¹H）和中子（n）开始相互作用，合成更重的元素。这个过程就像一个宇宙级的“烹饪”环节，主要产物是氦（He），但也伴随着少量的氘、氦3（³He）以及极少量的锂（Li）。
氘在原初核合成中的形成过程是这样的：
1. 中子衰变与质子、中子汤： 在宇宙极早期，温度高到粒子之间剧烈碰撞，质子和中子频繁地相互转化。但是，当宇宙膨胀并冷却时，这个过程发生变化。中子比质子更不稳定，它会自发地衰变成一个质子、一个电子和一个反中微子（n → p + e⁻ + ν̅e）。然而，一旦温度下降到一定程度（大约在宇宙年龄的1秒左右），中子与质子之间的转化就变得不那么频繁了，留下一个质子和中子的混合物。
2. 氘核的形成（D + γ ⇌ p + n）： 随着宇宙继续冷却，温度大约下降到10⁹开尔文（十亿度）左右，质子和中子就有了足够的时间和机会通过强核力结合。最先形成的稳定重核就是氘核，它由一个质子和一个中子组成（p + n → D + γ，其中γ是释放的光子）。
3. “氘瓶颈”（Deuterium Bottleneck）： 这个过程并非一帆风顺。在氘形成之后，它仍然很容易被高能光子（γ）分解回质子和中子（D + γ → p + n）。这被称为“氘瓶颈”，因为它极大地限制了后续核合成的进行。只有当宇宙进一步冷却，高能光子密度显著降低时，氘核才能稳定存在，并有机会与另一个质子或中子发生反应，进一步合成氦3或氦4。
4. 形成氦： 一旦“氘瓶颈”被打破，一旦有足够稳定的氘核存在，它们就会迅速与质子结合形成氦3（D + p → ³He + γ），或者两颗氘核相互作用形成氦3和中子（D + D → ³He + n），或者形成氦4和质子（D + D → ⁴He + p），或者形成氦4和光子（D + D → ⁴He + γ）。
最终，原初核合成在宇宙年龄约20分钟时结束，因为宇宙已经冷却到不足以维持核聚变所需的温度。当时形成的氘的丰度，由其形成和分解速率决定，是固定的。这个丰度比例，尤其是氘与氢的比例，是早期宇宙物理学研究的一个重要证据，它与我们今天观测到的宇宙微波背景辐射（CMB）和其他宇宙学参数有着精确的吻合。
简单来说，宇宙大爆炸就像一个临时的核反应炉，而氘就是这个反应炉在开始大规模生产氦之前，短暂留下的“副产品”。
氚：恒星内部的“火焰”制造者
与氘不同，氚（Tritium，符号T或³H）在宇宙大爆炸初期几乎没有产生。它的主要来源是恒星内部的核聚变反应，以及一些高能宇宙射线与物质的相互作用。
1. 恒星内部的核聚变（主要来源）：
在恒星内部，尤其是质量比太阳稍大一些的恒星，核心温度和压力足以引发核聚变。尽管最主要的聚变过程是氢融合成氦，但在一些特定的恒星演化阶段和过程中，也会产生氚。
质子质子链（pp chain）的变体： 在太阳这样的低质量恒星中，氢融合成氦主要通过质子质子链完成。在这个过程中，确实存在一些间接产生氚的路径，但丰度非常低。
碳氮氧循环（CNO cycle）： 在质量比太阳更大的恒星中，氢融合成氦主要通过碳氮氧循环来完成。在这个循环中，需要氮和氧作为催化剂。在这个过程中，一些氮原子（¹⁴N）会俘获一个质子，变成氧15（¹⁵O），而这个¹⁵O会衰变。而在更复杂的循环变体中，或者当星体内部存在氦4与碳等元素的相互作用时，间接产生氚的可能性也存在，但这些都不是氚的主要产地。
更重要的来源：氦聚变与碳聚变：
氦聚变（Triplealpha process）： 当恒星核心的氢耗尽后，它会收缩并升温，最终开始氦聚变。氦3（³He）是氦聚变的一个中间产物（3 ⁴He → ⁴He + ⁸Be，然后 ⁸Be → 2 ⁴He，但当存在³He时，³He + ⁴He → ⁷Be）。⁷Be会俘获电子衰变成⁷Li，而⁷Li可以与质子反应生成⁴He。
更直接的产生路径： 氚的产生更与某些特定反应有关，例如：
氦3与氘的反应： ³He + D → ⁴He + p （这不是产生氚）
氘与氘的反应： D + D → T + p （这是产生氚的一个重要途径，尽管氘本身在恒星早期丰度不高）
氦4俘获中子： ⁴He + n → ⁶He + γ。⁶He会快速衰变成锂6（⁶Li）或铍6（⁶Be），它们再进一步反应。
氦4俘获质子： ⁴He + p → ⁷Be + γ。⁷Be衰变成⁷Li，⁷Li + p → 2 ⁴He。
更主要的情况是： 在恒星演化过程中，当星体膨胀成为红巨星或渐近巨星支（AGB）恒星时，其外层会经历强烈的对流。在这些对流过程中，从核心区域通过核聚变产生的一些较重的元素（包括极少量通过上述过程产生的氚）会被带到恒星表面，然后被恒星风吹散到星际空间。
超新星爆发： 大质量恒星在生命末期会发生超新星爆发。在超新星爆发的极端条件下，各种核反应会以前所未有的强度发生，包括一些非常罕见的反应，理论上可以产生氚。
2. 宇宙射线诱导核反应：
除了恒星内部，宇宙射线（高能粒子，主要是质子和α粒子）与星际介质中的原子核（主要是氢、氦、碳、氧等）发生碰撞时，也能产生氚。
高能质子与氢的碰撞：
p + ¹H → D + p + π⁰ (产生氘)
p + ¹H → T + p + p + π⁺ (理论上可能，但非常罕见)
p + ¹H → ³He + π⁰ (产生氦3)
高能质子与重核的碰撞： 当高能质子撞击氦原子核（⁴He）或其他较重原子核时，会发生“散裂”（spallation）反应，产生一系列较轻的核素，其中包括氘、氦3和氚。例如：
p + ⁴He → D + 2p + π⁰ (产生氘)
p + ⁴He → T + p + π⁰ (产生氚)
p + ⁴He → ³He + p + π⁰ (产生氦3)
这种方式产生的氚，相对而言，在星际空间中分布得更为广泛，但其总量通常不如恒星内部产生的（尽管“产生”这个词要看是指在哪个时间点和哪个地点）。
总结一下：
氘 的绝大部分（如果不是全部的话）产生于宇宙大爆炸后的原初核合成阶段。它是一种“古老”的元素，是宇宙婴儿时期的产物，在宇宙中一直存在。
氚 则是一种更“年轻”的元素，它主要是在恒星内部的核聚变过程中产生的，并且随着恒星演化和死亡（如恒星风和超新星爆发）被释放到星际空间。宇宙射线与物质的相互作用也能产生少量氚。
由于氚具有放射性，它的半衰期相对较短（约12.3年），这意味着它在宇宙中的存在时间并不像氘那样悠久。一旦产生，它就会衰变成氦3。因此，在宇宙中我们观测到的氚，都是相对近期（在宇宙时间尺度上）产生的。
所以，当我们在宇宙中谈论氘和氚时，我们谈论的是两种截然不同的诞生故事：一个是来自宇宙婴儿期那场剧烈的能量爆发，另一个则是来自恒星内部那持续而又变化万千的核聚变之火。
网友意见
这真是一个好问题，涉及到宇宙的诞生和演化，地球上的水从哪里来等命题。
先给急性子的朋友直接公布答案吧：
1，宇宙中所有的氘几乎都来自宇宙创生之初的“大爆炸核合成”（BBN）
2，宇宙中的氚主要来自宇宙射线
话说宇宙大爆炸之后10秒到2分钟左右，宇宙中充满了高能光子，处于“光子时代”。
如果没有这些高能光子，在高温高压之下，质子和中子会开始结合生成氘核。可惜的是，高能光子对质子和中子们说：“对不起，你们还未到法定结婚年龄！”这种“秦晋之好”的行为被它们强行“拦阻”了。
两分钟以后，质子和中子们“法定结婚年龄”终于到了，由于宇宙继续膨胀，能量密度继续下降，高能光子再也无力阻止核子们的“明媒正娶”，终于发生了一件在元素周期表上具有划时代意义的大事，“大爆炸元素加工厂”开工啦！耐不住寂寞的质子和中子干柴烈火般的结合到一起，更加复杂的原子核陆续出现了！
可惜的是，这座元素加工厂只开工了18分钟就关门打烊了，产品名单也极为有限，只有氘（氢2）、氦3、氦4和极少的锂7，理论上还应该有一些极其罕见的铍7、铍8，但它们的寿命都太短，基本上也可以忽略不计了。
这18分钟被叫做“大爆炸核合成”。
按照目前的恒星理论，恒星内部应该也可以产生氘，如下图：
但氘的核反应性太强，很容易就和氢核聚变成氦3了，上图有示。按照理论，在大爆炸核合成中，应该也有一部分氘被合成了氦，但毕竟时间太短了，还有相当一部分的氘成为“漏网之鱼”，也就是我们目前观测到的极其痕量的氘。
另一方面，普通核聚变产生的伽马射线就可以将氘分解成质子和中子，所以恒星内部的氘很难存活下来，只是一种瞬时中间产物。
理论上，氘还可能来自重元素原子核的“团簇衰变”（类似α衰变，从重核中“剥”出来一个氘核），或由氢核吸收自然的中子而成，但这种过程的效率都很低，在宇宙中都极为罕见。
看起来，在“大爆炸核合成”之后，不存在大量产生氘的过程。而现在的宇宙中又确确实实的观察到了氘，这就在一定程度上支撑了宇宙大爆炸理论。
对于微波背景辐射的观察发现，氘氢比【(D/H) ratio】约为27ppm，可以代表宇宙刚刚创生时的比例。而银河系的星云里这个数字大约只有23ppm，看来，在宇宙138亿年的演化中，银河系中已经有4ppm的氘被恒星的核聚变消耗了。
而木星由于未发生核聚变，可以认为它代表了原初太阳系的物质浓度，木星氘氢比为22ppm，与银河系相差不大。太阳外层大气与木星几乎相同，这也是一个旁证。
然而到了地球上，这个比例却似乎“失调”了！
地球表面的氘氢比竟然高达156ppm，这又如何解释呢？
难道地球不是本太阳系的原住民，而是真的来自外太阳系，甚至从外银河系“流浪”过来的？
科学家们观察到海尔波普彗星和哈雷彗星的氘氢比，发现高达200多ppm，因此提出了“地球表面水来自彗星”的理论。
后来更是观察到哈特利2号彗星的氘氢比为161ppm，和地球相差无几，这是上述理论的一个强有力的证据。
但近年来，对于小行星“67P /丘留莫夫–格拉西缅科”的观测显示，这枚小行星的氘氢比竟然高达地球的三倍，因此也有提出“地球表面水来自小行星”的理论。
究竟孰是孰非，还得看后续研究了。
前图显示，大爆炸核合成（BBN）也产生了一些氚，但氚的半衰期只有4,500±8天（12.32±0 .02年），所以138亿年前的氚早就没有了。
由于氚如此短命，宇宙中目前能观测到的氚都是动态合成的，主要来自宇宙射线中的快中子与氮原子核的反应，如下：
在核武器爆炸或核反应堆中也有若干机制导致氚的产生，但不属于自然反应了。
参考：
1，The deuterium abundance in Jupiter and Saturn from ISO-SWS observations
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