Нейтронизация

Ядерные процессы

Радиоактивный распад Альфа-распад Бета-распад Кластерный распад Двойной бета-распад Электронный захват Двойной электронный захват Гамма-излучение Внутренняя конверсия Изомерный переход Нейтронный распад Позитронный распад Протонный распад Спонтанное деление Нуклеосинтез Термоядерная реакция Протон-протонный цикл CNO-цикл Тройной альфа-процесс Гелиевая вспышка Горение углерода Углеродная детонация Горение неона Горение кремния Нейтронный захват r-процесс s-процесс Захват протонов: p-процесс rp-процесс Нейтронизация Реакции скалывания

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

Основная статья: Белый карлик

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 $\! \varepsilon_F$ электрона энергетического эффекта $\! \beta$-распада $\! \varepsilon_c$:

$\varepsilon_F > \varepsilon_c= Q_{A,Z}-Q_{A,Z-1}+Q_n$

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 устойчиввыми.

Поскольку определяющим фактором является энергетический эффект $\! \beta$-распада $\! \varepsilon_c$, то нейтронизация — пороговый процесс и для разных элементов происходит при разных энергиях электронов (см. табл).

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
${}^1{H}\to n$	0,783	$1,22\cdot 10^7$	$3,05\cdot 10^{23}$
${}^3{He}\to T$	0,0186	$2,95\cdot 10^4$	$1,41\cdot 10^{19}$	$T \to 3n$	9,26
${}^4{He}\to T+n$	20,6	$1,37\cdot 10^{11}$	$3,49\cdot 10^{28}$	$T\to 3n$	9,26
${}^{12}{C}\to ^{12}{B}$	13,4	$3,90\cdot 10^{10}$	$6,51\cdot 10^{27}$	${}^{12}{B}\to ^{12}{Be}$	11,6
${}^{16}{O}\to^{16}{N}$	10,4	$1,90\cdot 10^{10}$	$2,50\cdot 10^{27}$	${}^{16}{N}\to^{16}{C}$	8,01
${}^{20}{Ne}\to^{20}{F}$	7,03	$6,22\cdot 10^9$	$5,61\cdot 10^{26}$	${}^{20}{F}\to^{20}{O}$	3,82
${}^{24}{Mg}\to^{24}{Na}$	5,52	$3,17\cdot 10^9$	$2,28\cdot 10^{26}$	${}^{24}{Na}\to^{24}{Ne}$	2,47
${}^{28}{Si}\to^{28}{Al}$	4,64	$1,96\cdot 10^9$	$1,20\cdot 10^{26}$	${}^{28}{Al}\to^{28}{Mg}$	1,83
${}^{40}{Ca}\to^{40}{K}$	1,31	$7,79\cdot 10^7$	$1,93\cdot 10^{24}$	${}^{40}{K}\to^{40}{Ar}$	7,51
${}^{56}{Fe}\to^{56}{Mn}$	3,70	$1,15\cdot 10^9$	$5,29\cdot 10^{25}$	${}^{56}{Mn}\to^{56}{Cr}$	1,64

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

Околоядерные плотности: испарение нейтронов из ядер

При «сверхобогащённии» 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 обменое 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 г.) 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:

$\! P\leq \varepsilon =\rho c^{2}$.

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

Основные статьи: Нейтронная звезда, Предел Чандрасекара

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 лимитирована 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 фотонной светимостью.

Такая нейтринная вспышка была зафиксирована для сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке (расстояние ~50 килопарсек).

Литература

• Нейтронизация // Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М.: Советская Энциклопедия, 1986
• Я. Б. Зельдович, С. И. Блинников, Н. И. Шакура. Физические основы строения и эволюции звёзд, М., 1981.
• Г. С. Бисноватый-Коган. Физические вопросы теории звёздной эволюции, М., Наука, 1989