Neutronizáció

A neutronizáció az a folyamat, amely során a csillagok belsejében nagy sűrűségű elektronokat rögzítenek a magok evolúciójuk utolsó szakaszában. A neutronizáció kulcsszerepet játszik a neutroncsillagok kialakulásában és a szupernóva-robbanásokban .

A csillagfejlődés kezdeti szakaszában a csillagok héliumtartalma ~25% (a csillagközi közeg ilyen héliumkoncentrációja az elsődleges nukleoszintézis eredménye ), vagyis a neutronok és a protonok aránya 1:6. Az evolúció végső szakaszában a csillagok anyaga szinte teljes egészében neutronokból ( neutroncsillagokból ) állhat.

Neutronizációs mechanizmus

Inverz béta-bomlás

Az evolúció során a csillag belsejében az anyag sűrűsége növekszik, ekkora sűrűségnövekedéssel az elektrongáz degenerálódásának helyzete jön létre, miközben az elektronok a Pauli - elv hatására relativisztikus sebességre tesznek szert . g/cm 3 sűrűségnél ). Az elektronenergia bizonyos kritikus értékétől kiindulva megindulnak az elektronok atommagok általi befogásának folyamatai, amelyek a -bomlásnak fordítottak : $\rho >10^{6}$ $\varepsilon _{c}$ $\beta$

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

Az elektron atommag általi befogásának feltétele ( A , Z ) ( A a tömegszám, Z az elem sorszáma) neutronizálás során az energiahatás- bomlás elektron Fermi-energiájának többlete. : $\varepsilon _{\text{F))$ $\beta$ $\varepsilon _{c}$

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

ahol a nukleáris kötési energia , és MeV a neutron béta bomlási energiája . $Q_{A,Z}$ ${\megjelenítési stílus (A,Z)}$ $Q_{n}=(m_{n}-m_{p}-m_{e})\cdot c^{2}=0{,}7825$

A neutronizáció energetikailag kedvező folyamat: minden egyes elektron befogásnál az energiakülönbséget a folyamatban keletkező neutrínó elviszi, amelyre a csillag vastagsága átlátszó (a neutrínók hűtésének egyik mechanizmusa ), - a bomlás A keletkező radioaktív atommagok esetében a Pauli-elv tiltja , mivel az elektronok degenerálódnak, és minden lehetséges alacsonyabb állapot el van foglalva, és az elektronok energiája a béta-bomlás során nem haladja meg : nagy Fermi-energiáknál az ilyen atommagok stabilizálódnak . $\varepsilon _{e}$ $\varepsilon _{e}-\varepsilon _{c}$ $\beta$ $\varepsilon _{F}$ $\varepsilon _{c}$

Mivel a meghatározó tényező a -decay energiahatása , a neutronizáció küszöbfolyamat, és különböző elemeknél, különböző elektronenergiákon megy végbe (lásd a táblázatot). $\beta$ $\varepsilon _{c}$

Egyes atommagok neutronizációjának küszöbparaméterei

Az első neutronizációs reakció	Küszöb energia , MeV $\varepsilon _{c1}$	Sűrűség küszöbértéke , g/ cm3 $\rho _{c1}$	Küszöbnyomás , N / m 2 _ ${\displaystyle P_{c1))$	Második neutronizációs reakció	$\varepsilon _{c2}$ , MeV
${\ce {^1H -> n))$	0,783	1,22⋅10 7	3,05⋅10 23
${\ce {^3Ő -> T))$	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

Az ilyen neutronizáció eredménye az elektronok koncentrációjának és az atommagok töltésének csökkenése, miközben az utóbbiak koncentrációja megmarad.

Circumnuclear densities: a neutronok kipárolgása az atommagokból

Amikor az atommagokat "túldúsítják" neutronokkal, a nukleonok kötési energiája csökken, és a végén az ilyen atommagoknál a kötési energia nullává válik, ami meghatározza a neutronban gazdag atommagok létezésének határát. Ilyen helyzetben a sűrűség további növekedése, amely egy elektron befogásához vezet az atommagban, egy vagy több neutron kilökődéséhez vezet az atommagból ( g / cm 3 -nél ): $\rho \sim 4\cdot 10^{11}$

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

Ennek eredményeként állandó nyomáson csereegyensúly jön létre az atommagok és a neutrongáz között , az atommag cseppmodellje keretében egy ilyen rendszert kétfázisú - nukleáris folyadékból álló - rendszernek tekintünk. és egy neutrongáz, a két fázis nukleonjainak Fermi-energiája egyensúlyi állapotban megegyezik. Egy ilyen rendszer állapotdiagramjának pontos formája jelenleg (2006) kutatás tárgya, de g/cm 3 -nél elsőrendű fázisátalakulás megy végbe homogén maganyaggá. $\rho \sim 2\cdot 10^{14}$

Az atommagot meghaladó sűrűségek

Az ultranagy sűrűségeknél a korlátozó tényező a Zel'dovich -kritérium : a hangsebesség ilyen sűrű közegben nem haladhatja meg a fénysebességet , ami korlátot szab az állapotegyenletnek : $v_s$ $c$

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

Ennek a korlátnak a jelentősége abban rejlik, hogy tetszőlegesen nagy sűrűségekre érvényes, amelyekre a nukleáris kölcsönhatások tulajdonságairól nagyon keveset tudunk.

A csillagok neutronizációja és stabilitása

Ha egy anyagot neutronizálunk , az elektronok koncentrációja csökken, miközben a barionok koncentrációja megmarad, és ennek megfelelően csökken a rugalmassága: degenerált elektrongáz esetén a nyomás . $P=K\rho ^{5/3}$ $P=K\rho ^{4/3}$

Az eredmény a csillag hidrosztatikus egyensúlyának elvesztése - a csillag neutronizált magja összehúzódik, és a hőmérséklet emelkedik benne, de a közönséges csillagokkal ellentétben a kompressziót ellenző gáznyomás szinte független a hőmérséklettől. A hőmérséklet-emelkedést, amely ilyen sűrűségnél a degeneráció megszűnéséhez vezethet, a neutrínó hűtési folyamatai akadályozzák . Az ilyen tömeges neutrínó hűtés sebességét, ellentétben a klasszikus felületi fotonhűtéssel , nem korlátozzák a csillag belsejéből a fotoszférába történő energiaátviteli folyamatok - és így a csillag neutrínó fényessége a csillag stádiumában. Az összeomlás során bekövetkező gyors neutronizáció válik uralkodóvá a fotonfényességhez képest.

Ilyen neutrínókitörést rögzítettek az SN 1987A szupernóvánál a Nagy Magellán-felhőben (távolság ~50 kiloparsec ).

Irodalom

Semlegesítés / Nadezhin D. K. // Űrfizika: Kis Enciklopédia / Szerkesztőbizottság: R. A. Sunyaev (főszerk.) és mások - 2. kiadás. - M .: Szovjet Enciklopédia , 1986. - S. 431-433. — 783 p. — 70.000 példány.
Zeldovich Ya. B. , Blinnikov S. I., Shakura N. I. Neutronizáció // A csillagok szerkezetének és fejlődésének fizikai alapjai. - M. : MSU Kiadó, 1981. - 159 p. - 2320 példány.
Bisnovaty-Kogan G.S. Anyag nagyon nagy sűrűségnél, neutronizáció, részecskék kölcsönhatása // A csillagfejlődés elméletének fizikai problémái. — M .: Nauka , 1989. — 487 p. — ISBN 5-02-014062-7 .
Shapiro S., Tukolsky S. Fekete lyukak, fehér törpék és neutroncsillagok. Per. angolból - M . : Mir, 1985. - T. 1-2.