Interested Article - Нейтронизация
- 2020-06-08
- 2
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).
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.
- 2020-06-08
- 2