Neutronisering

Neutronisering er processen med at fange elektroner af kerner ved høj tæthed i stjerners indre i de sidste stadier af deres udvikling. Neutronisering spiller en nøglerolle i dannelsen af neutronstjerner og supernovaeksplosioner .

I de indledende stadier af stjerneudviklingen er heliumindholdet i en stjerne ~25% (en sådan heliumkoncentration i det interstellare medium er resultatet af primær nukleosyntese ), dvs. forholdet mellem neutroner og protoner er 1:6. På de sidste stadier af evolutionen kan en stjernes stof næsten udelukkende bestå af neutroner ( neutronstjerner ).

Neutroniseringsmekanisme

Omvendt beta-forfald

I løbet af evolutionen øges stoftætheden i stjernens indre, med en sådan stigning i tætheden opstår situationen med degeneration af elektrongassen , mens elektronerne opnår relativistiske hastigheder på grund af Pauli-princippets virkning ( ved tætheder g/cm3 ) . Startende fra en vis kritisk værdi af elektronenergien begynder processerne med indfangning af elektroner af kerner, som er omvendt til henfald : $\rho >10^{6}$ $\varepsilon _{c}$ $\beta$

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

Betingelsen for indfangning af en elektron af en kerne ( A , Z ) ( A er massetallet, Z er grundstoffets ordenstal) under neutronisering er overskuddet af Fermi-energien af elektronen af energieffekten- henfald : $\varepsilon _{\text{F))$ $\beta$ $\varepsilon _{c}$

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

hvor er den nukleare bindingsenergi , og MeV er neutronens beta-henfaldsenergi . $Q_{A,Z}$ $(A,Z)$ $Q_{n}=(m_{n}-m_{p}-m_{e})\cdot c^{2}=0{,}7825$

Neutronisering er en energimæssigt gunstig proces: med hver indfangning af en elektron bliver energiforskellen båret væk af den neutrino, der dannes i processen, for hvilken stjernens tykkelse er gennemsigtig (en af neutrino-afkølingens mekanismer ), - henfaldet af de resulterende radioaktive kerner er forbudt af Pauli-princippet , da elektronerne er degenererede og alle mulige tilstande er lavere er optaget, og energierne af elektroner i beta-henfald overstiger ikke : ved høje Fermi-energier bliver sådanne kerner stabile . $\varepsilon _{e}$ $\varepsilon _{e}-\varepsilon _{c}$ $\beta$ $\varepsilon _{F}$ $\varepsilon _{c}$

Da den afgørende faktor er energieffekten af -henfald , er neutronisering en tærskelproces og forekommer for forskellige elementer ved forskellige elektronenergier (se tabel). $\beta$ $\varepsilon _{c}$

Tærskelparametre for neutronisering af nogle kerner

Første neutroniseringsreaktion	Tærskelenergi , MeV $\varepsilon _{c1}$	Tærskeltæthed , g /cm 3 $\rho _{c1}$	Tærskeltryk , N / m 2 _ $P_{c1}$	Anden neutroniseringsreaktion	$\varepsilon _{c2}$ , 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 af en sådan neutronisering er et fald i koncentrationen af elektroner og ladningen af kerner, mens koncentrationen af sidstnævnte opretholdes.

Circumnukleære tætheder: fordampning af neutroner fra kerner

Når kernerne er "overberiget" med neutroner, falder nukleonernes bindingsenergi, og i sidste ende, for sådanne kerner, bliver bindingsenergien nul, hvilket bestemmer grænsen for eksistensen af neutronrige kerner. I en sådan situation fører en yderligere stigning i tætheden, der fører til indfangning af en elektron af kernen, til udstødning af en eller flere neutroner fra kernen (ved g/cm 3 ): $\rho \sim 4\cdot 10^{11}$

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

Som et resultat, ved et konstant tryk, etableres en udvekslingsligevægt mellem kernerne og neutrongassen; inden for rammerne af kernens dråbemodel betragtes et sådant system som et tofaset system - bestående af en nuklear væske og en neutrongas er Fermi-energierne af nukleonerne i begge faser i ligevægtstilstanden de samme. Den nøjagtige form af tilstandsdiagrammet for et sådant system er i øjeblikket (2006) genstand for forskning, men ved g/cm 3 sker en førsteordens faseovergang til homogent nukleart stof. $\rho \sim 2\cdot 10^{14}$

Tætheder, der overstiger nukleare

For ultrahøje tætheder er den begrænsende faktor Zel'dovich -kriteriet : lydhastigheden i et så tæt medium må ikke overstige lysets hastighed , hvilket pålægger tilstandsligningen en begrænsning : $v_s$ $c$

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

Betydningen af denne begrænsning ligger i det faktum, at den er gyldig for vilkårligt store tætheder, for hvilke der er meget lidt kendt om egenskaberne ved nukleare interaktioner.

Neutronisering og stabilitet af stjerner

Når et stof neutroniseres , falder koncentrationen af elektroner, mens koncentrationen af baryoner opretholdes, og følgelig falder dets elasticitet: for en degenereret elektrongas er trykket . $P=K\rho ^{5/3}$ $P=K\rho ^{4/3}$

Resultatet er et tab af hydrostatisk ligevægt af stjernen - stjernens neutroniserede kerne trækker sig sammen, og temperaturen i den stiger, men i modsætning til almindelige stjerner er gastrykket, der modsætter sig kompression, næsten uafhængigt af temperaturen. Temperaturstigningen, som kan føre til fjernelse af degeneration ved sådanne tætheder, hindres af neutrinokølingsprocesser . Hastigheden af en sådan bulk neutrino -afkøling, i modsætning til den klassiske overfladefotonafkøling , er ikke begrænset af energioverførselsprocesserne fra stjernens indre til dens fotosfære - og dermed stjernens neutrino-lysstyrke på stadiet af hurtig neutronisering under kollaps bliver fremherskende sammenlignet med fotonlysstyrken.

Et sådant neutrinoudbrud blev registreret for supernovaen SN 1987A i den store magellanske sky (afstand ~50 kiloparsec ).

Litteratur

Neutronisering / Nadezhin D. K. // Space Physics: Little Encyclopedia / Redaktion: R. A. Sunyaev (Chief ed.) og andre - 2. udg. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 431-433. — 783 s. — 70.000 eksemplarer.
Zeldovich Ya. B. , Binnikov S. I., Shakura N. I. Neutronisering // Fysisk grundlag for stjerners struktur og udvikling. - M. : MSU Publishing House, 1981. - 159 s. - 2320 eksemplarer.
Bisnovaty-Kogan G.S. Materie ved meget høje tætheder, neutronisering, vekselvirkning af partikler // Fysiske problemer i teorien om stjernernes evolution. — M .: Nauka , 1989. — 487 s. — ISBN 5-02-014062-7 .
Shapiro S., Tukolsky S. Sorte huller, hvide dværge og neutronstjerner. Om. fra engelsk - M . : Mir, 1985. - T. 1-2.