НЕЙТРОНИЗАЦИЯ ВЕЩЕСТВА

НЕЙТРОНИЗАЦИЯ ВЕЩЕСТВА

       

процесс превращения протонов р в нейтроны n как в свободном, так и в связ. состоянии (в ат. ядрах). Н. в. определяется законами слабого взаимодействия и обусловлена гл. обр. электронными захватами, хотя нек-рый вклад дают и позитронные распады. Электронный захват требует определ. кинетич. энергии эл-нов: она должна превышать энергетич. порог образования нейтрона (у р — 1,29 МэВ, у 12С — 13,4 МэВ, у 5626Fe — 3,7 МэВ и т. д.). Необходимую энергию эл-ны могут приобретать, напр., в недрах звёзд на поздних стадиях их эволюции (при больших плотностях в-ва), когда газ эл-нов становится вырожденным газом (так, для превышения Ферми энергией эл-нов порогового значения у 5626Fe нужна плотность ок. 109 г/см3). Электронный захват сопровождается уменьшением электронного давления и испусканием электронного нейтрино. Оба фактора способствуют развитию гравитационного коллапса. Н. в. интенсивно протекает при коллапсе и обусловливает переход звезды в нейтронное состояние, в к-ром число нейтронов прибл. в 10—100 раз превосходит число протонов (остаётся примесь сверхтяжёлых ядер с избытком нейтронов). Н. в.— термодинамически неравновесный процесс, поскольку из в-ва ускользают нейтрино; формально он описывается термодинамикой с перем. числом ч-ц. В нейтринном импульсе от коллапсирующей звезды (см. НЕЙТРИННАЯ АСТРОФИЗИКА) из-за Н. в. число нейтрино должно быть выше числа антинейтрино (в энергетич. выражении на =1052 эрг при полной энергии 1053—1054 эрг).

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983.

НЕЙТРОНИЗАЦИЯ ВЕЩЕСТВА

- превращение протонов, входящих в состав вещества звёзд, в нейтроны на заключит. стадиях эволюции звёзд. Молодые звёзды состоят в основном из водорода с добавкой гелия и малой примесью более тяжёлых хим. элементов, поэтому в начале термоядерной эволюции звёзд все нейтроны в звёздном веществе связаны в атомных ядрах и их суммарное число невелико (на 6 протонов в среднем приходится ок. 1 нейтрона). В конце эволюции кол-во нейтронов резко возрастает, на что указывает существование нейтронных звёзд - одного из продуктов звёздной эволюции.

После завершения водородных термоядерных реакций (см. Водородный цикл и Углеродно-азотный цикл), в результате к-рых водород в центр. области звезды полностью превращается в гелий, нейтронов и протонов в звёздном веществе становится примерно поровну. Это обогащение звёздного вещества нейтронами не оказывает решающего влияния на строение звезды, главное здесь - выделение энергии в термоядерных реакциях синтеза гелия.

Однако на заключит. стадиях эволюции звёзд плотность вещества в их центр. областях сильно возрастает и электронный газ становится вырожденным (см. Вырожденный газ). Энергия вырожденных электронов достигает такой величины, что они уже могут, несмотря на энергетич. барьер, захватываться атомными ядрами. Начинаются процессы т. н. обратного бета-распада, посредством к-рых протоны превращаются внутри атомных ядер в нейтроны. Именно этот процесс множеств. захвата электронов атомными ядрами, сопровождающийся испусканием нейтрино v, наз. нейтронизацией.

Реакция захвата электронов е ^- атомными ядрами (A, Z) (А - массовое число, Z - порядковый номер элемента) записывается в след. виде:

Энергетич. порог реакции (1) обычно велик, поэтому только при высоких плотностях вещества, характерных для конечных стадий эволюции звёзд, ферми-энер-гия электронов может превысить критич. величину - порог нейтронизации:

где - ферми-энергия без учёта энергии покоя электрона, Q_A,Z - энергия связи ядра (A, Z), а Q_n=(т_n - т_p- т _е)^.c² =0,7825 МэВ - энергия бета-распада нейтрона. При выполнении условия (2) реакция (1), в к-рую вступают электроны с энергией в интервале , оказывается энергетически выгодной: энергия системы уменьшается в каждом акте на величину , уносимую электронным нейтрино. Продукт нейтронизации - радиоактивные ядра (A, Z -1); они устойчивы в вырожденном веществе, поскольку их распад запрещён Паули принципом: все уровни с энергиями, меньшими , заняты, а энергии электронов в бета-распадах не превышают .

Пороги первых двух стадий нейтронизации для ряда атомных ядер, образующихся на последоват. стадиях термоядерной эволюции звёзд, рассчитанные по ф-ле (2), представлены в табл. В 1-м и 5-м столбцах даны сокращённые записи реакций нейтронизации (опущены символы электрона и нейтрино). Характеристики электронного газа в момент начала H. в. фиксируются условием , из к-рого однозначно определяются критич. значения числа электронов в единице объёма N_c и электронного давления р _с(4-й столбец). В 3-м столбце приведена критич. плотность вещества при нейтронизации, вычисленная в предположении, что вещество состоит целиком из нейтронизуемого хим. элемента: r _с = (A/Z)m_uN_c (m_u - атомная единица массы).

Пороги нейтронизации

В случае достаточно медленного (квазистатического) сжатия число электронов в единице объёма N_e и давление электронов р _е остаются практически неизменными и равными их начальным значениям N_c и р _с, пока не исчерпается весь исходный хим. элемент. При этом устанавливается небольшое превышение над , такое, что уменьшение N_e в реакции (1) компенсируется его увеличением вследствие сжатия вещества. Отличие от тем меньше, чем медленнее сжатие, скорость к-рого определяется условиями гидростатич. равновесия звезды; напр., в случае белого карлика причинами сжатия могут быть потери энергии посредством эл.-магн. и нейтринного излучений или увеличение его массы за счёт аккреции.

Зависимости р _е, и N _е от плотности медленно сжимающегося и нейтронизующегося вещества имеют ступенчатый вид (рис.): пологие, почти горизонтальные, участки соответствуют протеканию реакции (1), а крутые подъёмы - врем. прекращению H. в. до того момента, пока не достигнет нового, более высокого порога нейтронизации. Каждому пологому участку может соответствовать не одна, а неск. реакций типа (1). Это связано с тем, что порог нейтронизации ядра (A, Z -1) часто бывает меньше, чем у исходного ядра ( А , Z). В результате за первой реакцией нейтронизации быстро следует вторая реакция и т. д., пока не образуется ядро ( А, Z_k) с Z_k< Z и порогом нейтронизации, большим, чем у ядра (A, Z). В отличие от первой реакции нейтронизации, для которой , эти повторные реакции являются неравновесными (в термодинамич. смысле). В них исчезают электроны с таними энергиями, что разность в среднем составляет заметную долю от . Это вызывает неравновесную перестройку ферми-распределения электронов, сопровождающуюся выделением теплоты. T. о., несмотря на то, что нейтрино уносит почти всю освободившуюся энергию (за исключением ничтожно малой доли, передаваемой ядру в соответствии с законом сохранения импульса), нейтронизуемое вещество всё же нагревается. Такой источник теплоты учитывают, в частности, при расчётах теплового баланса белых карликов.

Зависимость (схематическая) давления p от плотности r при нейтронизации холодного звёздного вещества.

Конец каждого пологого участка зависимостей р _е, N_e и от плотности отвечает полному превращению ядра (A, Z )в ядро (A, Z_k). При этом r_k/r_c = Z/Z_k (равно ¹³/₁₂ для перехода ⁵⁶Fe -> ⁵⁶Cr). Для промежуточных значений плотностей (r _с < r < r_k) вещество представляет собой смесь этих ядер.

Цепочка реакций (1) в конце концов приводит к образованию ядер, сильно перегруженных нейтронами. Как только ядро ( А, Z -1) оказывается неустойчивым по отношению к испусканию нейтронов, H. в. продолжается с выделением в каждом акте одного или неск. нейтронов:

Яркий пример - нейтронизация гелия (табл.). Порог реакции (3) для ядер на границе нейтронной стабильности 25 МэВ, чему соответствует критич. плотность H. в. r _с 4^.10¹¹ г/см ³ (с учётом, что AIZ-= 3-4). При дальнейшем повышении плотности H. в. вступает в конечную фазу: в смеси из свободных нейтронов и предельно перегруженных нейтронами ядер равновесие сдвигается с ростом плотности в сторону преобладания нейтронов. Переход к ядерным плотностям можно считать концом процесса H. в.

Приведённое выше описание H. в. относится Б основном к вырожденному веществу при темп-ре T<< /k. При рассмотрении нейтронизации вещество можно считать холодным, если дополнительно k T<< Эти неравенства могут нарушаться на конечных стадиях эволюции массивных звёзд и в процессе гравитационного коллапса, когда звёздное вещество оказывается относительно горячим. Нейтронизация горячего вещества обладает рядом особенностей. Во-первых, становится возможным бета-распад:

Во-вторых, появляются позитроны, и, хотя их концентрация невелика, реакция

обычно оказывается эффективнее реакции (4). В-третьих, при темп-pax, превышающих ~5·10⁹ К, ядерные реакции становятся столь быстрыми, что устанавливаются вполне определённые концентрации разл. атомных ядер, зависящие только от темп-ры, плотности и соотношения между полными числами нейтронов и протонов в системе (с учётом как свободных, так и связанных в ядрах). Это последнее соотношение регулируется реакциями (1), (4) и (5). В них участвуют ядра как в основных, так и в возбуждённых состояниях, а также свободные нейтроны и протоны. Появление новых нейтронов в реакции (1) компенсируется их исчезновением в реакциях (4) и (5) - устанавливается т. н. кинетическое равновесие бета-процессов. С увеличением плотности равновесие сдвигается в сторону преобладания нейтронов.

H. в. необходимо учитывать при описании строения и устойчивости звёзд на конечных стадиях их эволюции, при исследовании динамики образования нейтронных звёзд и чёрных дыр и при рассмотрении ряда вопросов, касающихся происхождения хим. элементов.

Лит.: Шапиро С., Tьюколски С., Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды, пер. с англ., т. 1-2, M., 1985. Д. К. Надёжин.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.