Нейтронизация (Uywmjkun[genx)

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[править | править код]

Обратный бета-распад[править | править код]

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 $\rho >10^{6}$ г/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 $\varepsilon _{\text{F}}$ электрона энергетического эффекта $\beta$ -распада $\varepsilon _{c}$ :

\varepsilon _{\text{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 запрещён принципом Паули, так как 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 устойчивыми.

Поскольку определяющим фактором является энергетический эффект $\beta$ -распада $\varepsilon _{c}$ , 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 $\varepsilon _{c1}$ , МэВ	Пороговая плотность $\rho _{c1}$ , г/см³	Пороговое давление $P_{c1}$ , Н/м²	Вторая реакция нейтронизации	$\varepsilon _{c2}$ , МэВ
${\ce {^1H -> n}}$	0,783	1,22⋅10⁷	3,05⋅10²³
${\ce {^3He -> T}}$	0,0186	2,95⋅10⁴	1,41⋅10¹⁹	${\ce {T -> 3 n}}$	9,26
${\ce {^4He -> T + n}}$	20,6	1,37⋅10¹¹	3,49⋅10²⁸	${\ce {T -> 3 n}}$	9,26
${\ce {^12C -> ^12B}}$	13,4	3,90⋅10¹⁰	6,51⋅10²⁷	${\ce {^12B -> ^12Be}}$	11,6
${\ce {^16O -> ^16N}}$	10,4	1,90⋅10¹⁰	2,50⋅10²⁷	${\ce {^16N -> ^16C}}$	8,01
${\ce {^20Ne -> ^20F}}$	7,03	6,22⋅10⁹	5,61⋅10²⁶	${\ce {^20F -> ^20O}}$	3,82
${\ce {^24Mg -> ^24Na}}$	5,52	3,17⋅10⁹	2,28⋅10²⁶	${\ce {^24Na -> ^24Ne}}$	2,47
${\ce {^28Si -> ^28Al}}$	4,64	1,96⋅10⁹	1,20⋅10²⁶	${\ce {^28Al -> ^28Mg}}$	1,83
${\ce {^40Ca -> ^40K}}$	1,31	7,79⋅10⁷	1,93⋅10²⁴	${\ce {^40K -> ^40Ar}}$	7,51
${\ce {^56Fe -> ^56Mn}}$	3,70	1,15⋅10⁹	5,29⋅10²⁵	${\ce {^56Mn -> ^56Cr}}$	1,64

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

Околоядерные плотности: испарение нейтронов из ядер[править | править код]

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 $\rho \sim 4\cdot 10^{11}$ г/см³):

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

В результате при постоянном давлении устанавливается 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 $\rho \sim 2\cdot 10^{14}$ г/см³ происходит фазовый переход первого рода к однородной ядерной материи.

Плотности, превышающие ядерные[править | править код]

Для сверхвысоких плотностей ограничивающим 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\leqslant \varepsilon =\rho c^{2}.

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[править | править код]

При нейтронизации вещества уменьшается концентрация электронов при сохранении концентрации барионов, и, соответственно, уменьшается его упругость: для вырожденного электронного газа давление $P=K\rho ^{5/3}$ , 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: $P=K\rho ^{4/3}$ .

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[править | править код]

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.