Нейтронизация

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
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 код]

Обратный бета-распад[править | править код]

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  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. таблицу).

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 1,22⋅107 3,05⋅1023
0,0186 2,95⋅104 1,41⋅1019 9,26
20,6 1,37⋅1011 3,49⋅1028 9,26
13,4 3,90⋅1010 6,51⋅1027 11,6
10,4 1,90⋅1010 2,50⋅1027 8,01
7,03 6,22⋅109 5,61⋅1026 3,82
5,52 3,17⋅109 2,28⋅1026 2,47
4,64 1,96⋅109 1,20⋅1026 1,83
1,31 7,79⋅107 1,93⋅1024 7,51
3,70 1,15⋅109 5,29⋅1025 1,64

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

Околоядерные плотности: испарение нейтронов из ядер[править | править код]

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 обменное 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 год) остаётся предметом исследований, однако при  г/см3 происходит фазовый переход первого рода к однородной ядерной материи.

Плотности, превышающие ядерные[править | править код]

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 код]

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 ограничена 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 с фотонной светимостью.

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

Литература[править | править код]