Нейтронизация

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

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).

[править] Механизм нейтронизации

[править] 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.

[править] 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.

[править] 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.