Нейтронизация

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Ядерные процессы
Радиоактивный распад

Нуклеосинтез

Нейтрониза́ция — процесс захвата электронов ядрами при высоких плотностях в недрах звёзд на завершающих этапах их эволюции. Нейтронизация играет ключевую роль в образовании нейтронных звёзд и вспышках сверхновых.

На начальных стадиях звёздной эволюции содержание гелия в звезде составляет ~25 % (такая концентрация гелия в межзвёздной среде — результат первичного нуклеосинтеза), то есть отношение нейтронов к протонам составляет 1:6. На конечных же стадиях эволюции вещество звезды может практически полностью состоять из нейтронов (нейтронные звёзды).

Механизм нейтронизации[править | править вики-текст]

Обратный бета-распад[править | править вики-текст]

В ходе эволюции плотность вещества в недрах звезды увеличивается, при таком росте плотности возникает ситуация вырождения электронного газа, электроны при этом вследствие действия принципа Паули приобретают релятивистские скорости (при плотностях г/см³). Начиная с некоторого критического значения энергии электрона начинают идти процессы захвата электронов ядрами, обратные -распаду:

Условием захвата электрона ядром (A, Z) (А — массовое число, Z — порядковый номер элемента) при нейтронизации является превышение энергии Ферми электрона энергетического эффекта -распада :

где  — энергия связи ядра , и = 0,7825 МэВ — энергия бета-распада нейтрона.

Нейтронизация является энергетически выгодным процессом: при каждом захвате электрона энергии разница уносится образующимся в процессе нейтрино, для которого толща звезды является прозрачной (один из механизмов нейтринного охлаждения), -распад образующихся радиоактивных ядер запрещён принципом Паули, так как электроны вырождены и все возможные состояния ниже заняты, а энергии электронов в бета-распадах не превышают : при больших энергиях Ферми такие ядра становятся устойчивыми.

Поскольку определяющим фактором является энергетический эффект -распада , то нейтронизация — пороговый процесс и для разных элементов происходит при разных энергиях электронов (см. табл).


Пороговые параметры нейтронизации некоторых ядер

Первая реакция
нейтронизации

Пороговая энергия
, МэВ

Пороговая плотность
, г/см3

Пороговое давление
, Н/м²

Вторая реакция нейтронизации

, МэВ

0,783

0,0186

9,26

20,6

9,26

13,4

11,6

10,4

8,01

7,03

3,82

5,52

2,47

4,64

1,83

1,31

7,51

3,70

1,64

Результатом такой нейтронизации является уменьшение концентрации электронов и заряда ядер при сохранении концентрации последних.

Околоядерные плотности: испарение нейтронов из ядер[править | править вики-текст]

При «сверхобогащении» ядер нейтронами энергия связи нуклонов падает, в конечном итоге для таких ядер энергия связи становится нулевой, что определяет границу существования нейтронно-избыточных ядер. В такой ситуации дальнейший рост плотности, ведущий к захвату электрона ядром приводит к выбросу из ядра одного или нескольких нейтронов (при г/см³):

.

В результате при постоянном давлении устанавливается обменое равновесие между ядрами и нейтронным газом, в рамках капельной модели ядра такая система рассматривается как двухфазная — состоящая из ядерной жидкости и нейтронного газа, энергии Ферми нуклонов обеих фаз в равновесном состоянии одинаковы. Точный вид диаграммы состояния такой системы в настоящее время (2006 г.) остаётся предметом исследований, однако при г/см³ происходит фазовый переход первого рода к однородной ядерной материи.

Плотности, превышающие ядерные[править | править вики-текст]

Для сверхвысоких плотностей ограничивающим фактором является критерий Зельдовича: скорость звука в такой плотной среде не должна превышать скорость света , что накладывает ограничение на уравнение состояния:

.

Важность этого ограничения состоит в том, что оно действительно для сколь угодно больших плотностей, для которых о свойствах ядерных взаимодействий известно крайне мало.

Нейтронизация и устойчивость звёзд[править | править вики-текст]

При нейтронизации вещества уменьшается концентрация электронов при сохранении концентрации барионов, и, соответственно, уменьшается его упругость: для вырожденного электронного газа давление , но при нейтронизации из-за падения объёмной плотности электронов падает и давление, дополнительный вклад вносят и релятивистские эффекты, что приводит уже к другой зависимости давления от плотности: .

Результатом становится потеря звездой гидростатического равновесия — нейтронизированное ядро звезды сжимается, и температура в нём растёт, но, в отличие от обычных звёзд, давление газа, противодействующее сжатию, почти не зависит от температуры. Возрастанию температуры, которое могло бы привести к снятию вырождения при таких плотностях препятствуют процессы нейтринного охлаждения. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами переноса энергии из недр звезды к её фотосфере — и, таким образом, нейтринная светимость звезды на стадии быстрой нейтронизации при коллапсе становится преобладающей по сравнению фотонной светимостью.

Такая нейтринная вспышка была зафиксирована для сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке (расстояние ~50 килопарсек).

Литература[править | править вики-текст]