Neutronizare

Neutronizarea este procesul de captare a electronilor de către nuclee la densități mari în interiorul stelelor aflate în etapele finale ale evoluției lor. Neutronizarea joacă un rol cheie în formarea stelelor neutronice și a exploziilor de supernove .

În stadiile inițiale ale evoluției stelare, conținutul de heliu dintr-o stea este de ~25% (o astfel de concentrație de heliu în mediul interstelar este rezultatul nucleosintezei primare ), adică raportul dintre neutroni și protoni este de 1:6. În etapele finale ale evoluției, materia unei stele poate consta aproape în întregime din neutroni ( stele neutronice ).

Mecanismul de neutronizare

Dezintegrarea beta inversă

Pe parcursul evoluției, densitatea materiei din interiorul stelei crește, odată cu o astfel de creștere a densității, apare situația de degenerare a gazului de electroni , în timp ce electronii capătă viteze relativiste datorită acțiunii principiului Pauli ( la densităţi g/cm 3 ). Pornind de la o anumită valoare critică a energiei electronilor , încep procesele de captare a electronilor de către nuclee, care sunt inverse la dezintegrare : $\rho >10^{6}$ $\varepsilon _{c}$ $\beta$

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

Condiția pentru captarea unui electron de către un nucleu ( A , Z ) ( A este numărul de masă, Z este numărul ordinal al elementului) în timpul neutronizării este excesul de energie Fermi a electronului efectului de dezintegrare a energiei : $\varepsilon _{\text{F}}$ $\beta$ $\varepsilon _{c}$

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

unde este energia de legare nucleară , iar MeV este energia de descompunere beta a neutronilor . $Q_{A,Z}$ $(A,Z)$ $Q_{n}=(m_{n}-m_{p}-m_{e})\cdot c^{2}=0{,}7825$

Neutronizarea este un proces favorabil din punct de vedere energetic: la fiecare captare a unui electron, diferența de energie este dusă de neutrinul format în proces, pentru care grosimea stelei este transparentă (unul dintre mecanismele de răcire a neutrinului ), - dezintegrarea a nucleelor radioactive rezultate este interzisă de principiul Pauli , deoarece electronii sunt degenerați și toate stările posibile sunt mai scăzute sunt ocupate, iar energiile electronilor în descompunerea beta nu depășesc : la energii Fermi mari, astfel de nuclee devin stabile . $\varepsilon _{e}$ $\varepsilon _{e}-\varepsilon _{c}$ $\beta$ $\varepsilon _{F}$ $\varepsilon _{c}$

Deoarece factorul determinant este efectul energetic al dezintegrarii , neutronizarea este un proces de prag și are loc pentru diferite elemente la diferite energii ale electronilor (vezi tabelul). $\beta$ $\varepsilon _{c}$

Parametrii de prag de neutronizare a unor nuclee

Prima reacție de neutronizare	Energia de prag , MeV $\varepsilon _{c1}$	Densitatea pragului , g/cm 3 $\rho _{c1}$	Presiunea de prag , N / m2 $P_{c1)$	A doua reacție de neutronizare	$\varepsilon _{c2}$ , 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

Rezultatul unei astfel de neutronizări este o scădere a concentrației de electroni și a încărcăturii nucleelor menținând în același timp concentrația acestora din urmă.

Densitățile circumnucleare: evaporarea neutronilor din nuclee

Când nucleele sunt „supra-îmbogățite” cu neutroni, energia de legare a nucleonilor scade, iar în final, pentru astfel de nuclee, energia de legare devine zero, ceea ce determină limita existenței nucleelor bogate în neutroni. Într-o astfel de situație, o creștere suplimentară a densității, care duce la captarea unui electron de către nucleu, duce la ejectarea unuia sau mai multor neutroni din nucleu (la g / cm 3 ): $\rho \sim 4\cdot 10^{11}$

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

Ca urmare, la o presiune constantă, se stabilește un echilibru de schimb între nuclee și gazul neutron; în cadrul modelului de picătură al nucleului, un astfel de sistem este considerat un sistem în două faze - constând dintr-un lichid nuclear. și un gaz neutron, energiile Fermi ale nucleonilor ambelor faze în starea de echilibru sunt aceleași. Forma exactă a diagramei de stare a unui astfel de sistem este în prezent (2006) subiectul cercetării, dar la g/cm 3 are loc o tranziție de fază de ordinul întâi la materia nucleară omogenă. $\rho \sim 2\cdot 10^{14}$

Densități care depășesc nucleare

Pentru densități ultraînalte, factorul limitativ este criteriul Zel'dovich : viteza sunetului într-un mediu atât de dens nu trebuie să depășească viteza luminii , ceea ce impune o constrângere asupra ecuației de stare : $v_s$ $c$

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

Importanța acestei limitări constă în faptul că este valabilă pentru densități arbitrar mari, pentru care se cunosc foarte puține proprietăți ale interacțiunilor nucleare.

Neutronizarea și stabilitatea stelelor

Când o substanță este neutronizată , concentrația de electroni scade în timp ce se menține concentrația de barioni și, în consecință, elasticitatea acesteia scade: pentru un gaz de electroni degenerați, presiunea este . $P=K\rho ^{5/3}$ $P=K\rho ^{4/3}$

Rezultatul este o pierdere a echilibrului hidrostatic de către stea - nucleul neutronizat al stelei se contractă, iar temperatura din el crește, dar, spre deosebire de stelele obișnuite, presiunea gazului care se opune compresiei este aproape independentă de temperatură. Creșterea temperaturii, care ar putea duce la eliminarea degenerenței la astfel de densități, este împiedicată de procesele de răcire a neutrinilor . Viteza unei astfel de răcire a neutrinilor în vrac , spre deosebire de răcirea fotonilor de suprafață clasică , nu este limitată de procesele de transfer de energie din interiorul stelei către fotosfera sa - și, astfel, luminozitatea neutrinului stelei în stadiul de neutronizarea rapidă în timpul colapsului devine predominantă în comparație cu luminozitatea fotonului.

O astfel de explozie de neutrini a fost înregistrată pentru supernova SN 1987A în Marele Nor Magellanic (distanță ~50 kiloparsec ).

Literatură

Neutronizare / Nadezhin D. K. // Fizica spațială: Little Encyclopedia / Colegiul editorial: R. A. Sunyaev (ed. șef) și alții - ed. a II-a. - M .: Enciclopedia Sovietică , 1986. - S. 431-433. — 783 p. — 70.000 de exemplare.
Zeldovich Ya. B. , Blinnikov S. I., Shakura N. I. Neutronizare // Fundamentele fizice ale structurii și evoluției stelelor. - M. : Editura MSU, 1981. - 159 p. - 2320 de exemplare.
Bisnovaty-Kogan G.S. Materie la densități foarte mari, neutronizare, interacțiune a particulelor // Probleme fizice ale teoriei evoluției stelare. — M .: Nauka , 1989. — 487 p. — ISBN 5-02-014062-7 .
Shapiro S., Tukolsky S. Găuri negre, pitice albe și stele neutronice. Pe. din engleză.- M . : Mir, 1985. - T. 1-2.