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
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]\displaystyle{ \rho \gt 10^6 }[/math] г/см3). Начиная с некоторого критического значения энергии электрона [math]\displaystyle{ \varepsilon_c }[/math] начинают идти процессы захвата электронов ядрами, обратные [math]\displaystyle{ \beta }[/math]-распаду:
- [math]\displaystyle{ (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]\displaystyle{ \varepsilon_\text{F} }[/math] электрона энергетического эффекта [math]\displaystyle{ \beta }[/math]-распада [math]\displaystyle{ \varepsilon_c }[/math]:
- [math]\displaystyle{ \varepsilon_\text{F} \gt \varepsilon_c = Q_{A,Z} - Q_{A,Z-1} + Q_n, }[/math]
где [math]\displaystyle{ Q_{A,Z} }[/math] — энергия связи ядра [math]\displaystyle{ (A, Z) }[/math], и [math]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ \varepsilon_e }[/math] разница [math]\displaystyle{ \varepsilon_e - \varepsilon_c }[/math] уносится образующимся в процессе нейтрино, для которого толща звезды является прозрачной (один из механизмов нейтринного охлаждения), [math]\displaystyle{ \beta }[/math]-распад образующихся радиоактивных ядер запрещён принципом Паули, так как электроны вырождены и все возможные состояния ниже [math]\displaystyle{ \varepsilon_F }[/math] заняты, а энергии электронов в бета-распадах не превышают [math]\displaystyle{ \varepsilon_c }[/math]: при больших энергиях Ферми такие ядра становятся устойчивыми.
Поскольку определяющим фактором является энергетический эффект [math]\displaystyle{ \beta }[/math]-распада [math]\displaystyle{ \varepsilon_c }[/math], то нейтронизация — пороговый процесс и для разных элементов происходит при разных энергиях электронов (см. таблицу).
Первая реакция нейтронизации |
Пороговая энергия [math]\displaystyle{ \varepsilon_{c1} }[/math], МэВ |
Пороговая плотность [math]\displaystyle{ \rho_{c1} }[/math], г/см3 |
Пороговое давление [math]\displaystyle{ P_{c1} }[/math], Н/м2 |
Вторая реакция нейтронизации |
[math]\displaystyle{ \varepsilon_{c2} }[/math], МэВ |
---|---|---|---|---|---|
[math]\ce{ ^1H -> n }[/math] | 0,783 | 1,22⋅107 | 3,05⋅1023 | ||
[math]\ce{ ^3He -> T }[/math] | 0,0186 | 2,95⋅104 | 1,41⋅1019 | [math]\ce{ T -> 3 n }[/math] | 9,26 |
[math]\ce{ ^4He -> T + n }[/math] | 20,6 | 1,37⋅1011 | 3,49⋅1028 | [math]\ce{ T -> 3 n }[/math] | 9,26 |
[math]\ce{ ^12C -> ^12B }[/math] | 13,4 | 3,90⋅1010 | 6,51⋅1027 | [math]\ce{ ^12B -> ^12Be }[/math] | 11,6 |
[math]\ce{ ^16O -> ^16N }[/math] | 10,4 | 1,90⋅1010 | 2,50⋅1027 | [math]\ce{ ^16N -> ^16C }[/math] | 8,01 |
[math]\ce{ ^20Ne -> ^20F }[/math] | 7,03 | 6,22⋅109 | 5,61⋅1026 | [math]\ce{ ^20F -> ^20O }[/math] | 3,82 |
[math]\ce{ ^24Mg -> ^24Na }[/math] | 5,52 | 3,17⋅109 | 2,28⋅1026 | [math]\ce{ ^24Na -> ^24Ne }[/math] | 2,47 |
[math]\ce{ ^28Si -> ^28Al }[/math] | 4,64 | 1,96⋅109 | 1,20⋅1026 | [math]\ce{ ^28Al -> ^28Mg }[/math] | 1,83 |
[math]\ce{ ^40Ca -> ^40K }[/math] | 1,31 | 7,79⋅107 | 1,93⋅1024 | [math]\ce{ ^40K -> ^40Ar }[/math] | 7,51 |
[math]\ce{ ^56Fe -> ^56Mn }[/math] | 3,70 | 1,15⋅109 | 5,29⋅1025 | [math]\ce{ ^56Mn -> ^56Cr }[/math] | 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]\displaystyle{ \rho \sim 4 \cdot 10^{11} }[/math] г/см3):
- [math]\displaystyle{ (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]\displaystyle{ \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]\displaystyle{ v_s }[/math] в такой плотной среде не должна превышать скорость света [math]\displaystyle{ c }[/math], что накладывает ограничение на уравнение состояния:
- [math]\displaystyle{ 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
При нейтронизации вещества уменьшается концентрация электронов при сохранении концентрации барионов, и, соответственно, уменьшается его упругость: для вырожденного электронного газа давление [math]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ 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
- Нейтронизация / Надежин Д. К. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1986. — С. 431—433. — 783 с. — 70 000 экз.
- Зельдович Я. Б., Блинников С. И., Шакура Н. И. Нейтронизация // Физические основы строения и эволюции звёзд. — М.: Издательство МГУ, 1981. — 159 с. — 2320 экз.
- Бисноватый-Коган Г. С. Вещество при очень больших плотностях, нейтронизация, взаимодействие частиц // Физические вопросы теории звездной эволюции. — М.: Наука, 1989. — 487 с. — ISBN 5-02-014062-7.
- Шапиро С., Tьюколски С. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды. Пер. с англ.. — М.: Мир, 1985. — Т. 1—2.