Neutronización

La neutronización es el proceso de captura de electrones por núcleos de alta densidad en el interior de las estrellas en las etapas finales de su evolución. La neutronización juega un papel clave en la formación de estrellas de neutrones y explosiones de supernovas .

En las etapas iniciales de la evolución estelar, el contenido de helio en una estrella es de ~25% (tal concentración de helio en el medio interestelar es el resultado de la nucleosíntesis primaria ), es decir, la proporción de neutrones a protones es de 1:6. En las etapas finales de la evolución, la materia de una estrella puede consistir casi en su totalidad en neutrones ( estrellas de neutrones ).

Mecanismo de neutronización

Desintegración beta inversa

En el transcurso de la evolución, la densidad de la materia en el interior de la estrella aumenta, con tal aumento de densidad se presenta la situación de degeneración del gas de electrones , mientras que los electrones adquieren velocidades relativistas por acción del principio de Pauli ( a densidades g/cm 3 ). A partir de un cierto valor crítico de la energía del electrón, comienzan los procesos de captura de electrones por parte de los núcleos, que son inversos a la -decaimiento : ${\ estilo de visualización \ rho> 10 ^ {6}}$ ${\ estilo de visualización \ varepsilon _ {c}}$ $\beta$

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

La condición para la captura de un electrón por un núcleo ( A , Z ) ( A es el número de masa, Z es el número ordinal del elemento) durante la neutronización es el exceso de la energía de Fermi del electrón del efecto de energía- decaimiento : ${\ estilo de visualización \ varepsilon _ {\ texto {F}}}$ $\beta$ ${\ estilo de visualización \ varepsilon _ {c}}$

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

donde es la energía de enlace nuclear y MeV es la energía de desintegración beta del neutrón . $Q_{A,Z}$ ${\ estilo de visualización (A, Z)}$ $Q_{n}=(m_{n}-m_{p}-m_{e})\cdot c^{2}=0{,}7825$

La neutronización es un proceso energéticamente favorable: con cada captura de un electrón, la diferencia de energía es arrastrada por el neutrino formado en el proceso, por lo que el espesor de la estrella es transparente (uno de los mecanismos de enfriamiento del neutrino ), - la desintegración de los núcleos radiactivos resultantes está prohibido por el principio de Pauli , ya que los electrones están degenerados y todos los estados posibles están ocupados, y las energías de los electrones en las desintegraciones beta no exceden : a altas energías de Fermi, tales núcleos se vuelven estables . ${\ estilo de visualización \ varepsilon _ {e}}$ $\varepsilon _{e}-\varepsilon _{c}$ $\beta$ ${\ estilo de visualización \ varepsilon _ {F}}$ ${\ estilo de visualización \ varepsilon _ {c}}$

Dado que el factor determinante es el efecto energético de -decaimiento , la neutronización es un proceso de umbral y ocurre para diferentes elementos a diferentes energías de electrones (ver tabla). $\beta$ ${\ estilo de visualización \ varepsilon _ {c}}$

Parámetros de umbral de neutronización de algunos núcleos.

Primera reacción de neutronización	Energía umbral , MeV ${\ estilo de visualización \ varepsilon _ {c1}}$	Densidad umbral , g / cm 3 ${\ estilo de visualización \ rho _ {c1}}$	Presión umbral , N / m 2 ${\ Displaystyle P_ {c1}}$	Segunda reacción de neutronización	${\ estilo de visualización \ varepsilon _ {c2}}$ , MeV
${\ estilo de visualización {\ ce {^ 1H -> n))}$	0.783	1.22⋅10 7	3.05⋅10 23
${\ce {^3Él -> T))$	0.0186	2.95⋅10 4	1.41⋅10 19	${\ estilo de visualización {\ ce {T -> 3 n}}}$	9.26
${\ce {^4Él -> T + n))$	20.6	1.37⋅10 11	3.49⋅10 28	${\ estilo de visualización {\ ce {T -> 3 n}}}$	9.26
${\ estilo de visualización {\ ce {^ 12C -> ^ 12B))}$	13.4	3.90⋅10 10	6.51⋅10 27	${\ce {^12B -> ^12Be}}$	11.6
${\ estilo de visualización {\ ce {^ 16O -> ^ 16N))}$	10.4	1.90⋅10 10	2.50⋅10 27	${\ estilo de visualización {\ ce {^ 16N -> ^ 16C))}$	8.01
${\ estilo de visualización {\ ce {^ 20Ne -> ^ 20F))}$	7.03	6.22⋅10 9	5.61⋅10 26	${\ estilo de visualización {\ ce {^ 20F -> ^ 20O))}$	3.82
${\ce {^24Mg -> ^24Na))$	5.52	3.17⋅10 9	2.28⋅10 26	${\ce {^24Na -> ^24Ne))$	2.47
${\ce {^28Si -> ^28Al}}$	4.64	1.96⋅10 9	1.20⋅10 26	${\ce {^28Al -> ^28Mg))$	1.83
${\ estilo de visualización {\ ce {^40Ca -> ^40K))}$	1.31	7.79⋅107 _	1.93⋅10 24	${\ce {^40K -> ^40Ar}}$	7.51
${\ce {^56Fe -> ^56Mn))$	3.70	1.15⋅10 9	5.29⋅10 25	${\ce {^56Mn -> ^56Cr))$	1.64

El resultado de tal neutronización es una disminución en la concentración de electrones y la carga de los núcleos mientras se mantiene la concentración de estos últimos.

Densidades circunnucleares: la evaporación de neutrones de los núcleos

Cuando los núcleos están "sobreenriquecidos" con neutrones, la energía de enlace de los nucleones disminuye y, al final, para tales núcleos, la energía de enlace se vuelve cero, lo que determina el límite de la existencia de núcleos ricos en neutrones. En tal situación, un aumento adicional en la densidad, que conduce a la captura de un electrón por el núcleo, conduce a la eyección de uno o más neutrones del núcleo (en g / cm 3 ): ${\ estilo de visualización \ rho \ sim 4 \ cdot 10 ^ {11}}$

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

Como resultado, a presión constante, se establece un equilibrio de intercambio entre los núcleos y el gas de neutrones; en el marco del modelo de gota del núcleo, dicho sistema se considera como un sistema de dos fases, que consiste en un líquido nuclear y un gas neutrón, las energías de Fermi de los nucleones de ambas fases en el estado de equilibrio son las mismas. La forma exacta del diagrama de estado de un sistema de este tipo es actualmente (2006) objeto de investigación, pero a g/cm 3 se produce una transición de fase de primer orden a materia nuclear homogénea. ${\ estilo de visualización \ rho \ sim 2 \ cdot 10 ^ {14}}$

Densidades superiores a las nucleares

Para densidades ultraaltas, el factor limitante es el criterio de Zel'dovich : la velocidad del sonido en un medio tan denso no debe exceder la velocidad de la luz , lo que impone una restricción en la ecuación de estado : $v_s$ $C$

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

La importancia de esta limitación radica en que es válida para densidades arbitrariamente grandes, para las cuales se conoce muy poco sobre las propiedades de las interacciones nucleares.

Neutronización y estabilidad de estrellas

Cuando una sustancia se neutroniza , la concentración de electrones disminuye mientras se mantiene la concentración de bariones y, en consecuencia, su elasticidad disminuye: para un gas de electrones degenerados, la presión . $P=K\rho^{5/3}$ $P=K\rho^{4/3}$

El resultado es una pérdida del equilibrio hidrostático de la estrella: el núcleo neutronizado de la estrella se contrae y su temperatura aumenta, pero, a diferencia de las estrellas ordinarias, la presión del gas que se opone a la compresión es casi independiente de la temperatura. El aumento de temperatura, que podría conducir a la eliminación de la degeneración a tales densidades, se ve obstaculizado por los procesos de enfriamiento de neutrinos . La velocidad de ese enfriamiento masivo de neutrinos, en contraste con el enfriamiento clásico de fotones superficiales , no está limitada por los procesos de transferencia de energía desde el interior de la estrella a su fotosfera y, por lo tanto, la luminosidad de neutrinos de la estrella en la etapa de la neutronización rápida durante el colapso se vuelve predominante en comparación con la luminosidad del fotón.

Tal explosión de neutrinos se registró para la supernova SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes (distancia ~50 kiloparsec ).

Literatura

Neutronización / Nadezhin D. K. // Física espacial: pequeña enciclopedia / Consejo editorial: R. A. Sunyaev (ed. en jefe) y otros - 2.ª ed. - M .: Enciclopedia soviética , 1986. - S. 431-433. — 783 pág. — 70.000 copias.
Zeldovich Ya. B. , Blinnikov S. I., Shakura N. I. Neutronización // Fundamentos físicos de la estructura y evolución de las estrellas. - M. : MSU Publishing House, 1981. - 159 p. - 2320 copias.
Bisnovaty-Kogan G.S. Materia a muy altas densidades, neutronización, interacción de partículas // Problemas físicos de la teoría de la evolución estelar. — M .: Nauka , 1989. — 487 p. — ISBN 5-02-014062-7 .
Shapiro S., Tukolsky S. Agujeros negros, enanas blancas y estrellas de neutrones. Por. del inglés.- M. : Mir, 1985. - T. 1-2.