Нейтронізація

Шаблон:Ядерні процеси Нейтронізація — процес захоплення електронів ядрами при високій густині в надрах зір на завершальних етапах їхньої еволюції. Нейтронізація відіграє ключову роль в утворенні нейтронних зір і спалахах наднових.

На початкових стадіях зоряної еволюції вміст гелію в зорі становить ~25 % (така концентрація гелію в міжзоряному середовищі — результат первинного нуклеосинтезу), тобто відношення нейтронів до протонів становить 1:6. На кінцевих стадіях еволюції речовина зорі може практично повністю складатися з нейтронів (нейтронні зорі).

Механізм нейтронізації

Зворотний бета-розпад

Шаблон:Main У ході еволюції густина речовини в надрах зір збільшується, при зростанні густини виникає ситуація виродження електронного газу, при цьому внаслідок принципу Паулі електрони набувають релятивістських швидкостей (коли густина $\rho >10^6$ г/см ³). Починаючи з деякого критичного значення енергії електрона ${\epsilon }_c$ починаються процеси захоплення електронів ядрами, зворотні $\beta$ -розпаду:

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

Умовою захоплення електрона ядром (A, Z) (А масове число, Z порядковий номер елемента) при нейтронізації є перевищення енергією Фермі ${\epsilon }_{\text{F}}$ електрона енергетичного ефекту $\beta$ -розпаду ${\epsilon }_c$ :

${\epsilon }_{\text{F}}>{\epsilon }_c=Q_{A,Z}-Q_{A,Z-1}+Q_n,$

де $Q_{A,Z}$ — енергія зв'язку ядра $(A,Z)$, і $Q_n=(m_n-m_p-m_e)\cdot c^2=0,7825$ МеВ — енергія бета-розпаду нейтрона.

Нейтронізація стає енергетично вигідним процесом. При кожному захопленні електрона енергії ${\epsilon }_e$ різниця ${\epsilon }_e-{\epsilon }_c$ виноситься нейтрино, що утворюється в процесі, для якого товща зорі є прозорою (один із механізмів нейтринного охолодження), $\beta$ -розпад радіоактивних ядер, що утворюються, заборонений принципом Паулі, оскільки електрони вироджені й усі можливі стани нижчої енергії ${\epsilon }_F$ вже зайняті, а енергії електронів у бета-розпадах не перевищують ${\epsilon }_c$ При великих енергіях Фермі такі ядра (зазвичай, нестабільні) стають стійкими.

Оскільки визначальним фактором є енергетичний ефект $\beta$ -розпаду ${\epsilon }_c$, то нейтронізація — пороговий процес і для різних елементів відбувається за різних енергій електронів (див. таблицю).

Порогові параметри нейтронізації деяких ядер

Перша реакція нейтронізації	Пороговя энергія ${\epsilon }_{c1}$, МэВ	Порогова щільність ${\rho }_{c1}$, г/см3	Пороговий тиск $P_{c1}$, Н/м2	Друга реакція нейтронізації	${\epsilon }_{c2}$, МэВ
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{1}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}1}\mathrm{H}⟶\mathrm{n}$	0,783	1,22Шаблон:E	3,05Шаблон:E
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶\mathrm{T}$	0,0186	2,95Шаблон:E	1,41Шаблон:E	$\mathrm{T}⟶3\mathrm{n}$	9,26
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶\mathrm{T}+\mathrm{n}$	20,6	1,37Шаблон:E	3,49Шаблон:E	$\mathrm{T}⟶3\mathrm{n}$	9,26
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{C}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{B}$	13,4	3,90Шаблон:E	6,51Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{B}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{B}\mathrm{e}$	11,6
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{O}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{N}$	10,4	1,90Шаблон:E	2,50Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{N}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{C}$	8,01
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{N}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{F}$	7,03	6,22Шаблон:E	5,61Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{F}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{O}$	3,82
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{M}\mathrm{g}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{N}\mathrm{a}$	5,52	3,17Шаблон:E	2,28Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{N}\mathrm{a}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{N}\mathrm{e}$	2,47
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{S}\mathrm{i}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{A}\mathrm{l}$	4,64	1,96Шаблон:E	1,20Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{A}\mathrm{l}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{M}\mathrm{g}$	1,83
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{40}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}40}\mathrm{C}\mathrm{a}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{40}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}40}\mathrm{K}$	1,31	7,79Шаблон:E	1,93Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{40}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}40}\mathrm{K}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{40}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}40}\mathrm{A}\mathrm{r}$	7,51
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{F}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{M}\mathrm{n}$	3,70	1,15Шаблон:E	5,29Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{M}\mathrm{n}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{C}\mathrm{r}$	1,64

Результатом такої нейтронізації є зменшення концентрації електронів та заряду ядер за збереження концентрації нуклонів.

Навколоядерні щільності: випаровування нейтронів з ядер

При «надзбагаченні» ядер нейтронами енергія зв'язку нуклонів падає, зрештою для таких ядер енергія зв'язку стає нульовою, що визначає межу існування нейтронно-надлишкових ядер. У такій ситуації подальше зростання щільності, що веде до захоплення електрона ядром, призводить до викиду з ядра одного або кількох нейтронів (при $\rho \sim 4\cdot 10^{11}$ г/см ³):

$(A,Z)+{\mathrm{e}}^{-}\to (A-k,Z-1)+kn+\nu .$

У результаті при постійному тиску встановлюється обмінна рівновага між ядрами й вільним нейтронним газом, в межах краплинної моделі ядра така система розглядається як двофазна — що складається з ядерної рідини та нейтронного газу, енергія Фермі нуклонів обох фаз у рівноважному стані однакова. Точний вид діаграми стану такої системи залишається предметом досліджень, проте при $\rho \sim 2\cdot 10^{14}$ г/см ³ відбувається фазовий перехід першого роду однорідної ядерної матерії.

Щільності, що перевищують ядерні

Для надвисоких щільностей обмежуючим фактором є критерій Зельдовича: швидкість звуку $v_s$ у такому щільному середовищі не повинна перевищувати швидкість світла $c$, що накладає обмеження рівняння стану:

$P⩽\epsilon =\rho c^2.$

Важливість цього обмеження полягає в тому, що воно дійсне для будь-яких великих щільностей, про властивості ядерних взаємодій для яких відомо вкрай мало.

Нейтронізація та стійкість зір

При нейтронізації речовини зменшується концентрація електронів при збереженні концентрації баріонів і відповідно зменшується її пружність: для виродженого електронного газу тиск $P=K{\rho }^{5/3}$, але при нейтронізації через падіння об'ємної щільності електронів падає й тиск, додатковий внесок вносять і релятивістські ефекти, що призводить до іншої залежності тиску від щільності: $P=K{\rho }^{4/3}$Шаблон:Джерело?Шаблон:Сумнівно.

Результатом стає втрата зорею гідростатичної рівноваги — нейтронізоване ядро зорі стискається, і хоча температура в ньому зростає, але, на відміну від звичайних зір, тиск газу, що протидіє стисканню, майже не залежить від температури. Зростанню температури, яке могло б призвести до зняття виродження за такої густини, перешкоджають процеси нейтринного охолодження. Швидкість такого об'ємного нейтринного охолодження, на відміну класичного поверхневого фотонного охолодження, не обмежена процесами перенесення енергії з надр зорі до її фотосфери — і, отже, нейтринна світність зорі на стадії швидкої нейтронізації при колапсі переважає порівняно з фотонною світністю.

Такий нейтринний спалах був зафіксований для наднової SN 1987A у Великій Магеллановій Хмарі (відстань ~50 кілопарсек).

Література

• Шаблон:Публікація
• Шаблон:Книга
• Шаблон:Книга
• Шаблон:Книга