Перейти к содержанию

Нейтронизация

Эта статья находится на начальном уровне проработки, в одной из её версий выборочно используется текст из источника, распространяемого под свободной лицензией
Материал из энциклопедии Руниверсалис
Ядерные процессы
Радиоактивный распад
Нуклеосинтез

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).

Пороговые параметры нейтронизации некоторых ядер
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