Neutronisaatio

Neutronisaatio on prosessi, jossa ytimet sieppaavat elektroneja suurissa tiheyksissä tähtien sisätiloissa niiden kehityksen loppuvaiheessa. Neutronisaatiolla on keskeinen rooli neutronitähtien muodostumisessa ja supernovaräjähdyksissä .

Tähtien evoluution alkuvaiheessa heliumpitoisuus tähdessä on ~25 % (tällainen heliumpitoisuus tähtienvälisessä väliaineessa on tulosta primaarisesta nukleosynteesistä ), eli neutronien ja protonien suhde on 1:6. Evoluution loppuvaiheessa tähden aine voi koostua lähes kokonaan neutroneista ( neutronitähdistä ).

Neutronisaatiomekanismi

Käänteinen beta-hajoaminen

Evoluution aikana aineen tiheys tähden sisällä kasvaa, jolloin tiheyden kasvaessa syntyy elektronikaasun degeneraatiotilanne , kun taas elektronit saavat relativistisia nopeuksia Paulin periaatteen vaikutuksesta ( tiheyksillä g/cm 3 ). Tietystä elektronienergian kriittisestä arvosta alkaen alkavat ytimien elektronien sieppausprosessit, jotka ovat käänteisiä -hajoamiseen : $\rho >10^{6}$ $\varepsilon _{c}$ $\beeta$

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

Edellytys elektronin sieppaamiselle ytimeen ( A , Z ) ( A on massaluku, Z on alkuaineen järjestysluku) neutronisaation aikana on energian vaikutuksen elektronin Fermi-energian ylimäärä - hajoaminen : $\varepsilon _{\text{F))$ $\beeta$ $\varepsilon _{c}$

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

missä on ydinvoiman sitoutumisenergia ja MeV on neutronin beetan hajoamisenergia . $Q_{A,Z}$ ${\näyttötyyli (A,Z)}$ $Q_{n}=(m_{n}-m_{p}-m_{e})\cdot c^{2}=0{,}7825$

Neutronisaatio on energeettisesti suotuisa prosessi: jokaisella elektronin sieppauksella energiaeron kuljettaa pois prosessissa muodostuva neutrino, jolle tähden paksuus on läpinäkyvä (yksi neutrinon jäähtymisen mekanismeista ), - hajoaminen syntyvistä radioaktiivisista ytimistä on Paulin periaatteen mukaan kielletty , koska elektronit ovat rappeutuneet ja kaikki mahdolliset alemmat tilat ovat varattuja, eivätkä elektronien energiat beetahajoamisessa ylitä : korkeilla Fermi-energioilla sellaiset ytimet muuttuvat stabiileiksi . $\varepsilon _{e}$ $\varepsilon _{e}-\varepsilon _{c}$ $\beeta$ $\varepsilon _{F}$ $\varepsilon _{c}$

Koska määräävä tekijä on -hajoamisen energiavaikutus , neutronisaatio on kynnysprosessi ja tapahtuu eri alkuaineille eri elektronien energioissa (katso taulukko). $\beeta$ $\varepsilon _{c}$

Joidenkin ytimien neutronisaation kynnysparametrit

Ensimmäinen neutronisaatioreaktio	Kynnysenergia , MeV $\varepsilon _{c1}$	Kynnystiheys , g / cm3 $\rho _{c1}$	Kynnyspaine , N / m 2 _ ${\displaystyle P_{c1))$	Toinen neutronisaatioreaktio	$\varepsilon _{c2}$ , MeV
${\näyttötyyli {\ce {^1H -> n))}$	0,783	1,22⋅10 7	3,05⋅10 23
${\ce {^3Hän -> T))$	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

Tällaisen neutronisoinnin seurauksena elektronien pitoisuudet ja ytimien varaus vähenevät samalla kun viimeksi mainittujen pitoisuus säilyy.

Ydintiheydet: neutronien haihtuminen ytimistä

Kun ytimet "ylirikastuvat" neutroneilla, nukleonien sitoutumisenergia pienenee, ja loppujen lopuksi tällaisten ytimien sitoutumisenergiasta tulee nolla, mikä määrittää neutronirikkaiden ytimien olemassaolon rajan. Tällaisessa tilanteessa tiheyden lisäkasvu, joka johtaa elektronin sieppaamiseen ytimeen, johtaa yhden tai useamman neutronin sinkoamiseen ytimestä ( g / cm 3 ): $\rho \sim 4\cdot 10^{11}$

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

Tämän seurauksena ytimien ja neutronikaasun välille muodostuu vakiopaineessa vaihtotasapaino; ytimen pudotusmallin puitteissa tällaista järjestelmää pidetään kaksivaiheisena järjestelmänä - joka koostuu ydinnesteestä ja neutronikaasu, molempien faasien nukleonien Fermi-energiat tasapainotilassa ovat samat. Sellaisen järjestelmän tilakaavion tarkka muoto on tällä hetkellä (2006) tutkimuksen kohteena, mutta g/cm 3 :lla tapahtuu ensimmäisen asteen faasisiirtymä homogeeniseen ydinaineeseen. $\rho \sim 2\cdot 10^{14}$

Tiheydet ylittävät ydinvoiman

Erittäin suurille tiheyksille rajoittava tekijä on Zel'dovich- kriteeri : äänen nopeus tällaisessa tiheässä väliaineessa ei saa ylittää valon nopeutta , mikä asettaa rajoitteen tilayhtälölle : $v_s$ $c$

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

Tämän rajoituksen merkitys on siinä, että se pätee mielivaltaisen suurille tiheyksille, joiden ydinvuorovaikutusten ominaisuuksista tiedetään hyvin vähän.

Tähtien neutronisaatio ja vakaus

Kun aine neutronisoidaan , elektronien pitoisuus pienenee samalla kun baryonien pitoisuus säilyy, ja vastaavasti sen elastisuus pienenee: degeneroituneelle elektronikaasulle paine . $P=K\rho ^{5/3}$ $P=K\rho ^{4/3}$

Seurauksena on, että tähti menettää hydrostaattisen tasapainon - tähden neutronoitunut ydin supistuu ja lämpötila siinä nousee, mutta toisin kuin tavallisissa tähdissä, puristumista vastustava kaasun paine on lähes riippumaton lämpötilasta. Lämpötilan nousua, joka voisi johtaa rappeutumisen poistumiseen tällaisilla tiheyksillä, estävät neutriinojäähdytysprosessit . Tällaisen bulkkineutriinojäähdytyksen nopeutta , toisin kuin klassisessa pintafotonijäähdytyksessä , eivät rajoita energiansiirtoprosessit tähden sisältä sen fotosfääriin - ja siten tähden neutriinovaloisuus tähtivaiheessa. nopea neutronisaatio romahduksen aikana tulee vallitsevaksi fotonien valoisuuteen verrattuna.

Tällainen neutrinopurkaus tallennettiin supernovalle SN 1987A Suuressa Magellanin pilvessä (etäisyys ~50 kiloparsek ).

Kirjallisuus

Neutronisaatio / Nadezhin D. K. // Avaruusfysiikka: Little Encyclopedia / Toimituslautakunta: R. A. Sunyaev (päätoimittaja) ja muut - 2. painos. - M .: Neuvostoliiton tietosanakirja , 1986. - S. 431-433. — 783 s. – 70 000 kappaletta.
Zeldovich Ya. B. , Blinnikov S. I., Shakura N. I. Neutronisaatio // Tähtien rakenteen ja evoluution fyysiset perusteet. - M .: MSU Publishing House, 1981. - 159 s. - 2320 kappaletta.
Bisnovaty-Kogan G.S. Aine erittäin suurilla tiheyksillä, neutronisaatio, hiukkasten vuorovaikutus // Tähtien evoluution teorian fyysiset ongelmat. — M .: Nauka , 1989. — 487 s. — ISBN 5-02-014062-7 .
Shapiro S., Tukolsky S. Mustat aukot, valkoiset kääpiöt ja neutronitähdet. Per. englannista - M . : Mir, 1985. - T. 1-2.