Нейтронизация

Нейтронизация

Нейтронизация — процесс захвата электронов ядрами при высоких плотностях в недрах звёзд на заверщающих 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), т.е. отношение нейтронов к протонам составляет 1:6. На конечных же стадиях эволюции вещество звезды может практически полностью состоять из нейтронов (нейтронные звёзды).

Содержание

Механизм нейтронизации

Обратный бета-распад

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 \! \rho > 10^6 см3). Начиная с некоторого критического значения энергии электрона \! \varepsilon_c начинают идти процессы захвата электронов ядрами, обратные \! \beta-распаду:

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

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

\varepsilon_F > \varepsilon_c= Q_{A,Z}-Q_{A,Z-1}+Q_n

где \! Q(A,Z) - энергия связи ядра \! (A, Z), и \! Q_n=(m_n-m_p-m_e)\cdot c^2= 0,7825 МэВ - энергия бета-распада нейтрона.

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

Поскольку определяющим фактором является энергетический эффект \! \beta-распада \! \varepsilon_c, 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
\! \varepsilon_{c1}, МэВ

Пороговая плотность
\! \rho_{c1}, г/см3

Пороговое давление
\! P_{c1}, дин/см2

Вторая реакция нейтронизации

\! \varepsilon_{c2}, МэВ

{}^1{H}\to n

0,783

1,22\cdot 10^7

3,05\cdot 10^{24}

{}^3{He}\to T

0,0186

2,95\cdot 10^4

1,41\cdot 10^{20}

T \to 3n

9,26

{}^4{He}\to T+n

20,6

1,37\cdot 10^{11}

3,49\cdot 10^{29}

T\to 3n

9,26

{}^{12}{C}\to ^{12}{B}

13,4

3,90\cdot 10^{10}

6,51\cdot 10^{28}

{}^{12}{B}\to ^{12}{Be}

11,6

{}^{16}{O}\to^{16}{N}

10,4

1,90\cdot 10^{10}

2,50\cdot 10^{28}

{}^{16}{N}\to^{16}{C}

8,01

{}^{20}{Ne}\to^{20}{F}

7,03

6,22\cdot 10^9

5,61\cdot 10^{27}

{}^{20}{F}\to^{20}{O}

3,82

{}^{24}{Mg}\to^{24}{Na}

5,52

3,17\cdot 10^9

2,28\cdot 10^{27}

{}^{24}{Na}\to^{24}{Ne}

2,47

{}^{28}{Si}\to^{28}{Al}

4,64

1,96\cdot 10^9

1,20\cdot 10^{27}

{}^{28}{Al}\to^{28}{Mg}

1,83

{}^{40}{Ca}\to^{40}{K}

1,31

7,79\cdot 10^7

1,93\cdot 10^{25}

{}^{40}{K}\to^{40}{Ar}

7,51

{}^{56}{Fe}\to^{56}{Mn}

3,70

1,15\cdot 10^9

5,29\cdot 10^{26}

{}^{56}{Mn}\to^{56}{Cr}

1,64

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

Околоядерные плотности: испарение нейтронов из ядер

При «сверхобогащённии» 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 \! \rho \sim 4 \cdot 10^{11} г/см3):

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

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 \! \rho \sim 2 \cdot 10^{14} г/см3 происходит фазовый переход первого рода к однородной ядерной материи.

Плотности, превышающие ядерные

Для высоких плотностей ограничиввающим фактором является критерий Зельдовича: скорость звука \! v _{s} в такой плотной среде не должна превышать скорость света \! c, что накладывает ограничение на уравнение состояния:

\! P\leq \varepsilon =\rho c^{2}.

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

Нейтронизация и устойчивость звёзд

Литература

 
Начальная страница  » 
А Б В Г Д Е Ж З И Й К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Щ Ы Э Ю Я
A B C D E F G H I J K L M N O P Q R S T U V W X Y Z
0 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Home