Нейтронізація

Нейтронізація — процес захоплення електронів ядрами при високій густині в надрах зір на завершальних етапах їхньої еволюції. Нейтронізація відіграє ключову роль в утворенні нейтронних зір і спалахах наднових.

Ядерні процеси

Радіоактивний розпад Альфа-розпад Бета-розпад Кластерний розпад Подвійний бета-розпад Електронний захват Подвійний електронний захват Гамма-випромінювання Внутрішня конверсія Ізомерний перехід Нейтронний розпад Позитронний розпад Протонний розпад Спонтанний поділ Нуклеосинтез Термоядерна реакція Протон-протонний ланцюжок CNO-цикл Потрійна альфа-реакція Спалах гелієвого ядра Ядерне горіння вуглецю Вуглецева детонація Ядерне горіння неону Ядерне горіння кремнію Захоплення нейтрона r-процес s-процес Захоплення протона: p-процес rp-процес Нейтронізація Реакції сколювання

На початкових стадіях зоряної еволюції вміст гелію в зорі становить ~25 % (така концентрація гелію в міжзоряному середовищі — результат первинного нуклеосинтезу), тобто відношення нейтронів до протонів становить 1:6. На кінцевих стадіях еволюції речовина зорі може практично повністю складатися з нейтронів (нейтронні зорі).

Механізм нейтронізації

Зворотний бета-розпад

Докладніше: Зворотний бета-розпад

У ході еволюції густина речовини в надрах зір збільшується, при зростанні густини виникає ситуація виродження електронного газу, при цьому внаслідок принципу Паулі електрони набувають релятивістських швидкостей (коли густина ${\displaystyle \rho >10^{6}}$ г/см ³). Починаючи з деякого критичного значення енергії електрона ${\displaystyle \varepsilon _{c}}$ починаються процеси захоплення електронів ядрами, зворотні ${\displaystyle \beta }$ -розпаду:

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

Умовою захоплення електрона ядром (A, Z) (А масове число, Z порядковий номер елемента) при нейтронізації є перевищення енергією Фермі ${\displaystyle \varepsilon _{\text{F}}}$ електрона енергетичного ефекту ${\displaystyle \beta }$ -розпаду ${\displaystyle \varepsilon _{c}}$ :

${\displaystyle \varepsilon _{\text{F}}>\varepsilon _{c}=Q_{A,Z}-Q_{A,Z-1}+Q_{n},}$

де ${\displaystyle Q_{A,Z}}$ — енергія зв'язку ядра ${\displaystyle (A,Z)}$, і ${\displaystyle Q_{n}=(m_{n}-m_{p}-m_{e})\cdot c^{2}=0{,}7825}$ МеВ — енергія бета-розпаду нейтрона.

Нейтронізація стає енергетично вигідним процесом. При кожному захопленні електрона енергії ${\displaystyle \varepsilon _{e}}$ різниця ${\displaystyle \varepsilon _{e}-\varepsilon _{c}}$ виноситься нейтрино, що утворюється в процесі, для якого товща зорі є прозорою (один із механізмів нейтринного охолодження), ${\displaystyle \beta }$ -розпад радіоактивних ядер, що утворюються, заборонений принципом Паулі, оскільки електрони вироджені й усі можливі стани нижчої енергії ${\displaystyle \varepsilon _{F}}$ вже зайняті, а енергії електронів у бета-розпадах не перевищують ${\displaystyle \varepsilon _{c}}$ При великих енергіях Фермі такі ядра (зазвичай, нестабільні) стають стійкими.

Оскільки визначальним фактором є енергетичний ефект ${\displaystyle \beta }$ -розпаду ${\displaystyle \varepsilon _{c}}$, то нейтронізація — пороговий процес і для різних елементів відбувається за різних енергій електронів (див. таблицю).

Порогові параметри нейтронізації деяких ядер

Перша реакція нейтронізації	Пороговя энергія ${\displaystyle \varepsilon _{c1}}$, МэВ	Порогова щільність ${\displaystyle \rho _{c1}}$, г/см3	Пороговий тиск ${\displaystyle P_{c1}}$, Н/м2	Друга реакція нейтронізації	${\displaystyle \varepsilon _{c2}}$, МэВ
${\displaystyle {\ce {^1H -> n}}}$	0,783	1,22× 107	3,05× 1023
${\displaystyle {\ce {^3He -> T}}}$	0,0186	2,95× 104	1,41× 1019	${\displaystyle {\ce {T -> 3 n}}}$	9,26
${\displaystyle {\ce {^4He -> T + n}}}$	20,6	1,37× 1011	3,49× 1028	${\displaystyle {\ce {T -> 3 n}}}$	9,26
${\displaystyle {\ce {^12C -> ^12B}}}$	13,4	3,90× 1010	6,51× 1027	${\displaystyle {\ce {^12B -> ^12Be}}}$	11,6
${\displaystyle {\ce {^16O -> ^16N}}}$	10,4	1,90× 1010	2,50× 1027	${\displaystyle {\ce {^16N -> ^16C}}}$	8,01
${\displaystyle {\ce {^20Ne -> ^20F}}}$	7,03	6,22× 109	5,61× 1026	${\displaystyle {\ce {^20F -> ^20O}}}$	3,82
${\displaystyle {\ce {^24Mg -> ^24Na}}}$	5,52	3,17× 109	2,28× 1026	${\displaystyle {\ce {^24Na -> ^24Ne}}}$	2,47
${\displaystyle {\ce {^28Si -> ^28Al}}}$	4,64	1,96× 109	1,20× 1026	${\displaystyle {\ce {^28Al -> ^28Mg}}}$	1,83
${\displaystyle {\ce {^40Ca -> ^40K}}}$	1,31	7,79× 107	1,93× 1024	${\displaystyle {\ce {^40K -> ^40Ar}}}$	7,51
${\displaystyle {\ce {^56Fe -> ^56Mn}}}$	3,70	1,15× 109	5,29× 1025	${\displaystyle {\ce {^56Mn -> ^56Cr}}}$	1,64

Результатом такої нейтронізації є зменшення концентрації електронів та заряду ядер за збереження концентрації нуклонів.

Навколоядерні щільності: випаровування нейтронів з ядер

При «надзбагаченні» ядер нейтронами енергія зв'язку нуклонів падає, зрештою для таких ядер енергія зв'язку стає нульовою, що визначає межу існування нейтронно-надлишкових ядер. У такій ситуації подальше зростання щільності, що веде до захоплення електрона ядром, призводить до викиду з ядра одного або кількох нейтронів (при ${\displaystyle \rho \sim 4\cdot 10^{11}}$ г/см ³):

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

У результаті при постійному тиску встановлюється обмінна рівновага між ядрами й вільним нейтронним газом, в межах краплинної моделі ядра така система розглядається як двофазна — що складається з ядерної рідини та нейтронного газу, енергія Фермі нуклонів обох фаз у рівноважному стані однакова. Точний вид діаграми стану такої системи залишається предметом досліджень, проте при ${\displaystyle \rho \sim 2\cdot 10^{14}}$ г/см ³ відбувається фазовий перехід першого роду однорідної ядерної матерії.

Щільності, що перевищують ядерні

Для надвисоких щільностей обмежуючим фактором є критерій Зельдовича: швидкість звуку ${\displaystyle v_{s}}$ у такому щільному середовищі не повинна перевищувати швидкість світла ${\displaystyle c}$, що накладає обмеження рівняння стану:

${\displaystyle P\leqslant \varepsilon =\rho c^{2}.}$

Важливість цього обмеження полягає в тому, що воно дійсне для будь-яких великих щільностей, про властивості ядерних взаємодій для яких відомо вкрай мало.

Нейтронізація та стійкість зір

При нейтронізації речовини зменшується концентрація електронів при збереженні концентрації баріонів і відповідно зменшується її пружність: для виродженого електронного газу тиск ${\displaystyle P=K\rho ^{5/3}}$, але при нейтронізації через падіння об'ємної щільності електронів падає й тиск, додатковий внесок вносять і релятивістські ефекти, що призводить до іншої залежності тиску від щільності: ${\displaystyle P=K\rho ^{4/3}}$^{[джерело?][сумнівно ]}.

Результатом стає втрата зорею гідростатичної рівноваги — нейтронізоване ядро зорі стискається, і хоча температура в ньому зростає, але, на відміну від звичайних зір, тиск газу, що протидіє стисканню, майже не залежить від температури. Зростанню температури, яке могло б призвести до зняття виродження за такої густини, перешкоджають процеси нейтринного охолодження. Швидкість такого об'ємного нейтринного охолодження, на відміну класичного поверхневого фотонного охолодження, не обмежена процесами перенесення енергії з надр зорі до її фотосфери — і, отже, нейтринна світність зорі на стадії швидкої нейтронізації при колапсі переважає порівняно з фотонною світністю.

Такий нейтринний спалах був зафіксований для наднової SN 1987A у Великій Магеллановій Хмарі (відстань ~50 кілопарсек).

Література

• Нейтронизация / Надежин Д. К. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Велика російська енциклопедія, 1986. — С. 431—433. — 783 с. — 70 000 екз.
• Зельдович Я. Б., Блинников С. И., Шакура Н. И.^[ru]. Нейтронизация //  — М. : Издательство МГУ, 1981. — 159 с. — 2320 прим.
• Бисноватый-Коган Г. С. Вещество при очень больших плотностях, нейтронизация, взаимодействие частиц //  — 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.