Русская Википедия:Нейтронизация
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
Обратный бета-распад
Шаблон:Main 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 <math>\rho > 10^6</math> г/см3). Начиная с некоторого критического значения энергии электрона <math>\varepsilon_c</math> начинают идти процессы захвата электронов ядрами, обратные <math>\beta</math>-распаду:
- <math>(A, Z) + {\rm e}^- \to (A, Z - 1) + \nu.</math>
Условием захвата электрона ядром (A, Z) (А — массовое число, Z — порядковый номер элемента) при нейтронизации является превышение энергии Ферми <math>\varepsilon_\text{F}</math> электрона энергетического эффекта <math>\beta</math>-распада <math>\varepsilon_c</math>:
- <math>\varepsilon_\text{F} > \varepsilon_c = Q_{A,Z} - Q_{A,Z-1} + Q_n,</math>
где <math>Q_{A,Z}</math> — энергия связи ядра <math>(A, Z)</math>, и <math>Q_n = (m_n - m_p - m_e) \cdot c^2 = 0{,}7825</math> МэВ — энергия бета-распада нейтрона.
Нейтронизация является энергетически выгодным процессом: при каждом захвате электрона энергии <math>\varepsilon_e</math> разница <math>\varepsilon_e - \varepsilon_c</math> уносится образующимся в процессе нейтрино, для которого толща звезды является прозрачной (один из механизмов нейтринного охлаждения), <math>\beta</math>-распад образующихся радиоактивных ядер запрещён принципом Паули, так как электроны вырождены и все возможные состояния ниже <math>\varepsilon_F</math> заняты, а энергии электронов в бета-распадах не превышают <math>\varepsilon_c</math>: при больших энергиях Ферми такие ядра становятся устойчивыми.
Поскольку определяющим фактором является энергетический эффект <math>\beta</math>-распада <math>\varepsilon_c</math>, то нейтронизация — пороговый процесс и для разных элементов происходит при разных энергиях электронов (см. таблицу).
| Первая реакция нейтронизации |
Пороговая энергия <math>\varepsilon_{c1}</math>, МэВ |
Пороговая плотность <math>\rho_{c1}</math>, г/см3 |
Пороговое давление <math>P_{c1}</math>, Н/м2 |
Вторая реакция нейтронизации |
<math>\varepsilon_{c2}</math>, МэВ |
|---|---|---|---|---|---|
| <chem>^1H -> n</chem> | 0,783 | 1,22Шаблон:E | 3,05Шаблон:E | ||
| <chem>^3He -> T</chem> | 0,0186 | 2,95Шаблон:E | 1,41Шаблон:E | <chem>T -> 3 n</chem> | 9,26 |
| <chem>^4He -> T + n</chem> | 20,6 | 1,37Шаблон:E | 3,49Шаблон:E | <chem>T -> 3 n</chem> | 9,26 |
| <chem>^12C -> ^12B</chem> | 13,4 | 3,90Шаблон:E | 6,51Шаблон:E | <chem>^12B -> ^12Be</chem> | 11,6 |
| <chem>^16O -> ^16N</chem> | 10,4 | 1,90Шаблон:E | 2,50Шаблон:E | <chem>^16N -> ^16C</chem> | 8,01 |
| <chem>^20Ne -> ^20F</chem> | 7,03 | 6,22Шаблон:E | 5,61Шаблон:E | <chem>^20F -> ^20O</chem> | 3,82 |
| <chem>^24Mg -> ^24Na</chem> | 5,52 | 3,17Шаблон:E | 2,28Шаблон:E | <chem>^24Na -> ^24Ne</chem> | 2,47 |
| <chem>^28Si -> ^28Al</chem> | 4,64 | 1,96Шаблон:E | 1,20Шаблон:E | <chem>^28Al -> ^28Mg</chem> | 1,83 |
| <chem>^40Ca -> ^40K</chem> | 1,31 | 7,79Шаблон:E | 1,93Шаблон:E | <chem>^40K -> ^40Ar</chem> | 7,51 |
| <chem>^56Fe -> ^56Mn</chem> | 3,70 | 1,15Шаблон:E | 5,29Шаблон:E | <chem>^56Mn -> ^56Cr</chem> | 1,64 |
Результатом такой нейтронизации является уменьшение концентрации электронов и заряда ядер при сохранении концентрации последних.
Околоядерные плотности: испарение нейтронов из ядер
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 <math>\rho \sim 4 \cdot 10^{11}</math> г/см3):
- <math>(A,Z) + {\rm e}^- \to (A - k, Z - 1) + kn + \nu.</math>
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 <math>\rho \sim 2 \cdot 10^{14}</math> г/см3 происходит фазовый переход первого рода к однородной ядерной материи.
Плотности, превышающие ядерные
Для сверхвысоких плотностей ограничивающим фактором является критерий Зельдовича: скорость звука <math>v_s</math> в такой плотной среде не должна превышать скорость света <math>c</math>, что накладывает ограничение на уравнение состояния:
- <math>P \leqslant \varepsilon = \rho c^2.</math>
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
Шаблон:Main При нейтронизации вещества уменьшается концентрация электронов при сохранении концентрации барионов, и, соответственно, уменьшается его упругость: для вырожденного электронного газа давление <math>P = K\rho^{5/3}</math>, 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: <math>P = K\rho^{4/3}</math>.
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
