Neutronisering

Neutronisering är processen att fånga elektroner av kärnor med höga tätheter i stjärnornas inre i slutskedet av deras evolution. Neutronisering spelar en nyckelroll i bildandet av neutronstjärnor och supernovaexplosioner .

I de inledande stadierna av stjärnutvecklingen är heliumhalten i en stjärna ~25% (en sådan heliumkoncentration i det interstellära mediet är resultatet av primär nukleosyntes ), det vill säga förhållandet mellan neutroner och protoner är 1:6. I evolutionens slutskede kan en stjärnas materia nästan helt bestå av neutroner ( neutronstjärnor ).

Mekanism för neutronisering

Omvänt beta-förfall

Under evolutionens gång ökar materiens densitet i stjärnans inre, med en sådan ökning av densiteten uppstår situationen för degenerering av elektrongasen , medan elektronerna får relativistiska hastigheter på grund av Pauli-principens verkan ( vid densiteter g/cm3 ) . Med utgångspunkt från ett visst kritiskt värde för elektronenergin börjar processerna för att fånga elektroner av kärnor, som är omvända till -sönderfall : $\rho >10^{6}$ $\varepsilon _{c}$ $\beta$

(A,Z)+{\rm {e}}^{-}\to (A,Z-1)+\nu .

Villkoret för infångning av en elektron av en kärna ( A , Z ) ( A är masstalet, Z är grundämnets ordningsnummer) under neutronisering är överskottet av Fermi-energin för elektronen av energieffekten - sönderfall : $\varepsilon _{\text{F))$ $\beta$ $\varepsilon _{c}$

\varepsilon _{\text{F}}>\varepsilon _{c}=Q_{A,Z}-Q_{A,Z-1}+Q_{n},

var är den nukleära bindningsenergin och MeV är neutronens beta-sönderfallsenergi . $Q_{A,Z}$ $(A,Z)$ $Q_{n}=(m_{n}-m_{p}-m_{e})\cdot c^{2}=0{,}7825$

Neutronisering är en energimässigt gynnsam process: med varje fångst av en elektron förs energiskillnaden bort av neutrinon som bildas i processen, för vilken stjärnans tjocklek är transparent (en av mekanismerna för neutrinokylning ), - sönderfallet av de resulterande radioaktiva kärnorna är förbjuden enligt Pauli-principen , eftersom elektronerna är degenererade och alla möjliga tillstånd är lägre är upptagna, och energierna hos elektroner i beta-sönderfall överstiger inte : vid höga Fermi-energier blir sådana kärnor stabila . $\varepsilon _{e}$ $\varepsilon _{e}-\varepsilon _{c}$ $\beta$ $\varepsilon _{F}$ $\varepsilon _{c}$

Eftersom den avgörande faktorn är energieffekten av -sönderfall , är neutronisering en tröskelprocess och sker för olika element vid olika elektronenergier (se tabell). $\beta$ $\varepsilon _{c}$

Tröskelparametrar för neutronisering av vissa kärnor

Första neutroniseringsreaktionen	Tröskelenergi , MeV $\varepsilon _{c1}$	Tröskeldensitet , g /cm 3 $\rho _{c1}$	Tröskeltryck , N / m 2 _ ${\displaystyle P_{c1))$	Andra neutroniseringsreaktionen	$\varepsilon _{c2}$ , MeV
${\ce {^1H -> n))$	0,783	1,22⋅10 7	3,05⋅10 23
${\ce {^3He -> T))$	0,0186	2,95⋅10 4	1,41⋅10 19	${\ce {T -> 3 n}}$	9,26
${\ce {^4He -> T + n))$	20.6	1,37⋅10 11	3,49⋅10 28	${\ce {T -> 3 n}}$	9,26
${\ce {^12C -> ^12B))$	13.4	3,90⋅10 10	6,51⋅10 27	${\ce {^12B -> ^12Be}}$	11.6
${\ce {^16O -> ^16N))$	10.4	1,90⋅10 10	2,50⋅10 27	${\ce {^16N -> ^16C))$	8.01
${\ce {^20Ne -> ^20F))$	7.03	6.22⋅10 9	5,61⋅10 26	${\ce {^20F -> ^20O))$	3,82
${\ce {^24Mg -> ^24Na))$	5,52	3.17⋅10 9	2,28⋅10 26	${\ce {^24Na -> ^24Ne))$	2,47
${\ce {^28Si -> ^28Al}}$	4,64	1,96⋅10 9	1,20⋅10 26	${\ce {^28Al -> ^28Mg))$	1,83
${\ce {^40Ca -> ^40K))$	1,31	7,79⋅107 _	1,93⋅10 24	${\ce {^40K -> ^40Ar}}$	7,51
${\ce {^56Fe -> ^56Mn))$	3,70	1,15⋅10 9	5,29⋅10 25	${\ce {^56Mn -> ^56Cr))$	1,64

Resultatet av sådan neutronisering är en minskning av koncentrationen av elektroner och laddningen av kärnor samtidigt som koncentrationen av de senare bibehålls.

Circumnuclear densites: förångningen av neutroner från kärnor

När kärnorna "överberikas" med neutroner minskar nukleonernas bindningsenergi, och i slutändan, för sådana kärnor, blir bindningsenergin noll, vilket bestämmer gränsen för existensen av neutronrika kärnor. I en sådan situation leder en ytterligare ökning av densiteten, vilket leder till att en elektron fångas av kärnan, till utstötning av en eller flera neutroner från kärnan (vid g / cm 3 ): $\rho \sim 4\cdot 10^{11}$

(A,Z)+{\rm {e}}^{-}\to (Ak,Z-1)+kn+\nu .

Som ett resultat, vid ett konstant tryck, etableras en utbytesjämvikt mellan kärnorna och neutrongasen; inom ramen för droppmodellen av kärnan betraktas ett sådant system som ett tvåfassystem - bestående av en kärnvätska och en neutrongas är Fermi-energierna för nukleonerna i båda faserna i jämviktstillståndet desamma. Den exakta formen av tillståndsdiagrammet för ett sådant system är för närvarande (2006) föremål för forskning, men vid g/cm 3 sker en första ordningens fasövergång till homogen kärnämne. $\rho \sim 2\cdot 10^{14}$

Densiteter som överstiger kärnkraften

För ultrahöga densiteter är den begränsande faktorn Zel'dovich- kriteriet : ljudhastigheten i ett så tätt medium får inte överstiga ljusets hastighet , vilket sätter en begränsning på tillståndsekvationen : $mot$ $c$

P\leqslant \varepsilon =\rho c^{2}.

Vikten av denna begränsning ligger i det faktum att den är giltig för godtyckligt stora densiteter, för vilka mycket lite är känt om egenskaperna hos nukleära interaktioner.

Neutronisering och stabilitet av stjärnor

När ett ämne neutroniseras , minskar koncentrationen av elektroner samtidigt som koncentrationen av baryoner bibehålls, och följaktligen minskar dess elasticitet: för en degenererad elektrongas, trycket . $P=K\rho ^{5/3}$ $P=K\rho ^{4/3}$

Resultatet är en förlust av hydrostatisk jämvikt av stjärnan - stjärnans neutroniserade kärna drar ihop sig och temperaturen i den stiger, men till skillnad från vanliga stjärnor är gastrycket som motverkar kompression nästan oberoende av temperaturen. Temperaturökningen, som kan leda till avlägsnande av degeneration vid sådana tätheter, hindras av neutrinokylningsprocesser . Hastigheten för sådan bulkneutrinokylning , i motsats till den klassiska ytfotonkylningen , är inte begränsad av energiöverföringsprocesserna från stjärnans inre till dess fotosfär - och därmed stjärnans neutrinoljusstyrka i stadiet av snabb neutronisering under kollaps blir dominerande jämfört med fotonens ljusstyrka.

En sådan neutrinoskur registrerades för supernovan SN 1987A i det stora magellanska molnet (avstånd ~50 kiloparsec ).

Litteratur

Neutronisering / Nadezhin D. K. // Space Physics: Little Encyclopedia / Editorial Board: R. A. Sunyaev (Chief ed.) och andra - 2nd ed. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 431-433. — 783 sid. — 70 000 exemplar.
Zeldovich Ya. B. , Binnikov S. I., Shakura N. I. Neutronisering // Fysiska grunder för stjärnors struktur och evolution. - M. : MSU Publishing House, 1981. - 159 sid. - 2320 exemplar.
Bisnovaty-Kogan G.S. Materia vid mycket höga densiteter, neutronisering, interaktion av partiklar // Fysiska problem med teorin om stjärnutveckling. — M .: Nauka , 1989. — 487 sid. — ISBN 5-02-014062-7 .
Shapiro S., Tukolsky S. Svarta hål, vita dvärgar och neutronstjärnor. Per. från engelska - M . : Mir, 1985. - T. 1-2.