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

Шаблон:Main 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 ${\epsilon }_c$ начинают идти процессы захвата электронов ядрами, обратные $\beta$-распаду:

$(A,Z)+{\mathrm{e}}^{-}\to (A,Z-1)+\nu .$

Условием захвата электрона ядром (A, Z) (А — массовое число, Z — порядковый номер элемента) при нейтронизации является превышение энергии Ферми ${\epsilon }_{\text{F}}$ электрона энергетического эффекта $\beta$-распада ${\epsilon }_c$:

${\epsilon }_{\text{F}}>{\epsilon }_c=Q_{A,Z}-Q_{A,Z-1}+Q_n,$

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 ${\epsilon }_e$ разница ${\epsilon }_e-{\epsilon }_c$ 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 ${\epsilon }_F$ заняты, а энергии электронов в бета-распадах не превышают ${\epsilon }_c$: при больших энергиях Ферми такие ядра становятся устойчивыми.

Поскольку определяющим фактором является энергетический эффект $\beta$-распада ${\epsilon }_c$, 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 ${\epsilon }_{c1}$, МэВ	Пороговая плотность ${\rho }_{c1}$, г/см3	Пороговое давление $P_{c1}$, Н/м2	Вторая реакция нейтронизации	${\epsilon }_{c2}$, МэВ
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{1}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}1}\mathrm{H}⟶\mathrm{n}$	0,783	1,22Шаблон:E	3,05Шаблон:E
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{3}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}3}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶\mathrm{T}$	0,0186	2,95Шаблон:E	1,41Шаблон:E	$\mathrm{T}⟶3\mathrm{n}$	9,26
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{4}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}4}\mathrm{H}\mathrm{e}⟶\mathrm{T}+\mathrm{n}$	20,6	1,37Шаблон:E	3,49Шаблон:E	$\mathrm{T}⟶3\mathrm{n}$	9,26
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{C}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{B}$	13,4	3,90Шаблон:E	6,51Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{B}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{B}\mathrm{e}$	11,6
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{O}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{N}$	10,4	1,90Шаблон:E	2,50Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{N}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{C}$	8,01
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{N}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{F}$	7,03	6,22Шаблон:E	5,61Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{F}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{O}$	3,82
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{M}\mathrm{g}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{N}\mathrm{a}$	5,52	3,17Шаблон:E	2,28Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{N}\mathrm{a}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{N}\mathrm{e}$	2,47
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{S}\mathrm{i}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{A}\mathrm{l}$	4,64	1,96Шаблон:E	1,20Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{A}\mathrm{l}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{M}\mathrm{g}$	1,83
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{40}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}40}\mathrm{C}\mathrm{a}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{40}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}40}\mathrm{K}$	1,31	7,79Шаблон:E	1,93Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{40}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}40}\mathrm{K}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{40}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}40}\mathrm{A}\mathrm{r}$	7,51
${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{F}\mathrm{e}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{M}\mathrm{n}$	3,70	1,15Шаблон:E	5,29Шаблон:E	${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{M}\mathrm{n}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{C}\mathrm{r}$	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 $\rho \sim 4\cdot 10^{11}$ г/см³):

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

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

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:

$P⩽\epsilon =\rho c^2.$

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

Шаблон:Main 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

• Шаблон:Публикация
• Шаблон:Книга
• Шаблон:Книга
• Шаблон:Книга