Neutronizace

Neutronizace je proces zachycování elektronů jádry o vysokých hustotách v nitru hvězd v závěrečných fázích jejich vývoje. Neutronizace hraje klíčovou roli při vzniku neutronových hvězd a výbuchů supernov .

V počátečních fázích vývoje hvězd je obsah hélia ve hvězdě ~25 % (taková koncentrace hélia v mezihvězdném prostředí je výsledkem primární nukleosyntézy ), to znamená, že poměr neutronů k protonům je 1:6. V závěrečných fázích evoluce může hmota hvězdy téměř výhradně sestávat z neutronů ( neutronové hvězdy ).

Mechanismus neutronizace

Inverzní beta rozpad

V průběhu evoluce se hustota hmoty v nitru hvězdy zvyšuje, s takovým nárůstem hustoty nastává situace degenerace elektronového plynu , přičemž elektrony nabývají relativistických rychlostí působením Pauliho principu ( při hustotách g/cm3 ) . Počínaje určitou kritickou hodnotou energie elektronů začínají procesy záchytu elektronů jádry, které jsou obrácené k rozpadu : $\rho >10^{6}$ $\varepsilon _{c}$ $\beta$

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

Podmínkou záchytu elektronu jádrem ( A , Z ) ( A je hmotnostní číslo, Z je pořadové číslo prvku) při neutronizaci je přebytek Fermiho energie elektronu energetického efektu- rozpad : $\varepsilon _{\text{F))$ $\beta$ $\varepsilon _{c}$

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

kde je jaderná vazebná energie a MeV je energie rozpadu beta neutronu . $Q_{A,Z}$ $(A,Z)$ $Q_{n}=(m_{n}-m_{p}-m_{e})\cdot c^{2}=0{,}7825$

Neutronizace je energeticky výhodný proces: při každém záchytu elektronu je rozdíl energie odnášen neutrinem vzniklým v procesu, pro které je tloušťka hvězdy průhledná (jeden z mechanismů ochlazování neutrin ), - rozpad výsledných radioaktivních jader je zakázán Pauliho principem , protože elektrony jsou degenerované a všechny možné stavy jsou nižší jsou obsazeny a energie elektronů v beta rozpadech nepřekračují : při vysokých Fermiho energiích se taková jádra stávají stabilními . $\varepsilon _{e}$ $\varepsilon _{e}-\varepsilon _{c}$ $\beta$ $\varepsilon _{F}$ $\varepsilon _{c}$

Vzhledem k tomu, že určujícím faktorem je energetický účinek -rozpadu , je neutronizace prahovým procesem a nastává pro různé prvky při různých energiích elektronů (viz tabulka). $\beta$ $\varepsilon _{c}$

Prahové parametry neutronizace některých jader

První neutronizační reakce	Prahová energie , MeV $\varepsilon _{c1}$	Prahová hustota , g/cm 3 $\rho _{c1}$	Prahový tlak , N / m 2 ${\displaystyle P_{c1))$	Druhá neutronizační reakce	$\varepsilon _{c2}$ , 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

Výsledkem takové neutronizace je snížení koncentrace elektronů a náboje jader při zachování koncentrace jader.

Kruhové hustoty: vypařování neutronů z jader

Když jsou jádra "přeobohacena" neutrony, vazebná energie nukleonů klesá a nakonec se pro taková jádra vazebná energie stává nulovou, což určuje hranici existence jader bohatých na neutrony. V takové situaci další zvýšení hustoty, které vede k zachycení elektronu jádrem, vede k vyvržení jednoho nebo více neutronů z jádra (při g / cm 3 ): $\rho \sim 4\cdot 10^{11}$

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

Výsledkem je, že při konstantním tlaku se mezi jádry a neutronovým plynem ustaví rovnováha výměny; v rámci kapkového modelu jádra je takový systém považován za dvoufázový systém - skládající se z jaderné kapaliny a neutronového plynu jsou Fermiho energie nukleonů obou fází v rovnovážném stavu stejné. Přesná podoba stavového diagramu takového systému je v současnosti (2006) předmětem výzkumu, ale při g/cm 3 dochází k fázovému přechodu prvního řádu k homogenní jaderné hmotě. $\rho \sim 2\cdot 10^{14}$

Hustoty přesahující jadernou

Pro ultravysoké hustoty je limitujícím faktorem Zel'dovichovo kritérium : rychlost zvuku v takto hustém prostředí nesmí překročit rychlost světla , což omezuje stavovou rovnici : $v_s$ $C$

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

Význam tohoto omezení spočívá v tom, že platí pro libovolně velké hustoty, pro které je o vlastnostech jaderných interakcí známo jen velmi málo.

Neutronizace a stabilita hvězd

Když je látka neutronizována , koncentrace elektronů se snižuje při zachování koncentrace baryonů a v souladu s tím se snižuje její elasticita: pro degenerovaný elektronový plyn tlak . $P=K\rho ^{5/3}$ $P=K\rho ^{4/3}$

Výsledkem je ztráta hydrostatické rovnováhy hvězdou – neutronizované jádro hvězdy se smršťuje a teplota v něm stoupá, ale na rozdíl od běžných hvězd je tlak plynu, který je proti kompresi, téměř nezávislý na teplotě. Zvýšení teploty, které by mohlo vést k odstranění degenerace při takových hustotách, brání procesy ochlazování neutrin . Rychlost takového hromadného ochlazování neutrin, na rozdíl od klasického povrchového ochlazování fotonů , není omezena procesy přenosu energie z nitra hvězdy do její fotosféry – a tedy ani svítivostí neutrin ve stadiu hvězdy. rychlá neutronizace během kolapsu se stává převládající ve srovnání se svítivostí fotonů.

Takový výbuch neutrin byl zaznamenán u supernovy SN 1987A ve Velkém Magellanově mračnu (vzdálenost ~50 kiloparsec ).

Literatura

Neutronizace / Nadezhin D. K. // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie / Redakční rada: R. A. Sunyaev (hlavní vyd.) a další - 2. vyd. - M .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 431-433. — 783 str. — 70 000 výtisků.
Zeldovich Ya. B. , Blinnikov S. I., Shakura N. I. Neutronizace // Fyzikální základy struktury a vývoje hvězd. - M. : Nakladatelství MSU, 1981. - 159 s. - 2320 výtisků.
Bisnovaty-Kogan G.S. Hmota při velmi vysokých hustotách, neutronizace, interakce částic // Fyzikální problémy teorie hvězdné evoluce. — M .: Nauka , 1989. — 487 s. — ISBN 5-02-014062-7 .
Shapiro S., Tukolsky S. Černé díry, bílí trpaslíci a neutronové hvězdy. Za. z angličtiny. - M. : Mir, 1985. - T. 1-2.