Interested Article - Нейтронизация

Ядерные процессы
Радиоактивный распад
Нуклеосинтез

Нейтрониза́ция — процесс захвата электронов ядрами при высоких плотностях в недрах звёзд на завершающих этапах их эволюции. Нейтронизация играет ключевую роль в образовании нейтронных звёзд и вспышках сверхновых .

На начальных стадиях звёздной эволюции содержание гелия в звезде составляет ~25 % (такая концентрация гелия в межзвёздной среде — результат первичного нуклеосинтеза ), то есть отношение нейтронов к протонам составляет 1:6. На конечных же стадиях эволюции вещество звезды может практически полностью состоять из нейтронов ( нейтронные звёзды ).

Механизм нейтронизации

Обратный бета-распад

В ходе эволюции плотность вещества в недрах звезды увеличивается, при таком росте плотности возникает ситуация вырождения электронного газа , электроны при этом вследствие действия принципа Паули приобретают релятивистские скорости (при плотностях г/см 3 ). Начиная с некоторого критического значения энергии электрона начинают идти процессы захвата электронов ядрами, обратные -распаду :

Условием захвата электрона ядром ( A , Z ) ( А — массовое число, Z — порядковый номер элемента) при нейтронизации является превышение энергии Ферми электрона энергетического эффекта -распада :

где — энергия связи ядра , и МэВ — энергия бета-распада нейтрона .

Нейтронизация является энергетически выгодным процессом: при каждом захвате электрона энергии разница уносится образующимся в процессе нейтрино, для которого толща звезды является прозрачной (один из механизмов нейтринного охлаждения ), -распад образующихся радиоактивных ядер запрещён принципом Паули , так как электроны вырождены и все возможные состояния ниже заняты, а энергии электронов в бета-распадах не превышают : при больших энергиях Ферми такие ядра становятся устойчивыми .

Поскольку определяющим фактором является энергетический эффект -распада , то нейтронизация — пороговый процесс и для разных элементов происходит при разных энергиях электронов (см. таблицу).

Пороговые параметры нейтронизации некоторых ядер
Первая реакция
нейтронизации
Пороговая
энергия
, МэВ
Пороговая
плотность
, г/см 3
Пороговое
давление
, Н / м 2
Вторая реакция
нейтронизации
, МэВ
0,783 1,22⋅10 7 3,05⋅10 23
0,0186 2,95⋅10 4 1,41⋅10 19 9,26
20,6 1,37⋅10 11 3,49⋅10 28 9,26
13,4 3,90⋅10 10 6,51⋅10 27 11,6
10,4 1,90⋅10 10 2,50⋅10 27 8,01
7,03 6,22⋅10 9 5,61⋅10 26 3,82
5,52 3,17⋅10 9 2,28⋅10 26 2,47
4,64 1,96⋅10 9 1,20⋅10 26 1,83
1,31 7,79⋅10 7 1,93⋅10 24 7,51
3,70 1,15⋅10 9 5,29⋅10 25 1,64

Результатом такой нейтронизации является уменьшение концентрации электронов и заряда ядер при сохранении концентрации последних.

Околоядерные плотности: испарение нейтронов из ядер

При «сверхобогащении» ядер нейтронами энергия связи нуклонов падает, в конечном итоге для таких ядер энергия связи становится нулевой, что определяет границу существования нейтронно-избыточных ядер. В такой ситуации дальнейший рост плотности, ведущий к захвату электрона ядром приводит к выбросу из ядра одного или нескольких нейтронов (при г/см 3 ):

В результате при постоянном давлении устанавливается обменное равновесие между ядрами и нейтронным газом, в рамках капельной модели ядра такая система рассматривается как двухфазная — состоящая из ядерной жидкости и нейтронного газа, энергии Ферми нуклонов обеих фаз в равновесном состоянии одинаковы. Точный вид диаграммы состояния такой системы в настоящее время (2006 год) остаётся предметом исследований, однако при г/см 3 происходит фазовый переход первого рода к однородной ядерной материи.

Плотности, превышающие ядерные

Для сверхвысоких плотностей ограничивающим фактором является критерий Зельдовича : скорость звука в такой плотной среде не должна превышать скорость света , что накладывает ограничение на уравнение состояния :

Важность этого ограничения состоит в том, что оно действительно для сколь угодно больших плотностей, для которых о свойствах ядерных взаимодействий известно крайне мало.

Нейтронизация и устойчивость звёзд

При нейтронизации вещества уменьшается концентрация электронов при сохранении концентрации барионов, и, соответственно, уменьшается его упругость: для вырожденного электронного газа давление , но при нейтронизации из-за падения объёмной плотности электронов падает и давление, дополнительный вклад вносят и релятивистские эффекты, что приводит уже к другой зависимости давления от плотности: .

Результатом становится потеря звездой гидростатического равновесия — нейтронизированное ядро звезды сжимается, и температура в нём растёт, но, в отличие от обычных звёзд, давление газа, противодействующее сжатию, почти не зависит от температуры. Возрастанию температуры, которое могло бы привести к снятию вырождения при таких плотностях препятствуют процессы нейтринного охлаждения . Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не ограничена процессами переноса энергии из недр звезды к её фотосфере — и, таким образом, нейтринная светимость звезды на стадии быстрой нейтронизации при коллапсе становится преобладающей по сравнению с фотонной светимостью.

Такая нейтринная вспышка была зафиксирована для сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке (расстояние ~50 килопарсек ).

Литература

  • / Надежин Д. К. // / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия , 1986. — С. 431—433. — 783 с. — 70 000 экз.
  • Зельдович Я. Б. , Блинников С. И., Шакура Н. И. // Физические основы строения и эволюции звёзд. — М. : Издательство МГУ, 1981. — 159 с. — 2320 экз.
  • Бисноватый-Коган Г. С. // Физические вопросы теории звездной эволюции. — М. : Наука , 1989. — 487 с. — ISBN 5-02-014062-7 .
  • Шапиро С., Tьюколски С. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды. Пер. с англ.. — М. : Мир, 1985. — Т. 1—2.
Источник —

Same as Нейтронизация