![Na pervuyu stranicu](http://images.astronet.ru/img/bookicon.gif)
<< 5.3 Uchet elektromagnitnogo ... | Oglavlenie | 5.5 Yadernye reakcii v ... >>
5.4 Slaboe vzaimodeistvie
Tipichnyi primer slabogo vzaimodeistviya -- prevrashenie neitrona v proton s ispuskaniem
elektrona i antineitrino
:
![$\displaystyle n\to p+e^-+\widetilde \nu\;.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1014.gif)
![$ 10^{-22}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img982.gif)
![$ 10^{-16}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1015.gif)
![$ \gamma$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img302.gif)
Podcherknem, chto pri slabyh vzaimodeistviyah, kak i pri elektromagnitnyh, reakcii
idut s rozhdeniem novyh chastic, t.e. chislo chastic ne sohranyaetsya. Ni v koem sluchae
nel'zya schitat', chto i
``sidyat'' v neitrone, chto neitron est'
svyazannaya sistema iz protona i elektrona. Neitron tak zhe elementaren, kak i
proton5.2.
Chasticy deistvitel'no rozhdayutsya. Zdes' mozhno provesti analogiyu so zvukom: kosnemsya
struny -- rozhdayutsya fonony.
V reakciyah takogo roda mozhno perenosit' chasticu sprava nalevo i sleva napravo (s obyazatel'noi zamenoi chasticy na antichasticu):
![$\displaystyle e^++n\rightleftarrows p+\widetilde \nu\,,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1017.gif)
![$\displaystyle \nu+n\rightleftarrows p+e^-\,,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1018.gif)
![$\displaystyle p\rightleftarrows n+e^++\nu\,.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1019.gif)
Chem otlichaetsya antineitrino
ot neitrino
? Dlya
i
massa pokoya
, zaryad
i, kazalos' by, razlichii mezhdu nimi net. Otlichayutsya
oni po tipu reakcii, v kotoryh uchastvuyut. Naprimer, vblizi reaktora eksperimental'no
nablyudalas' reakciya
i net reakcii
, tak
kak reaktor daet tol'ko antineitrino. Esli by eti chasticy byli tozhdestvenny (kak
foton i antifoton), to nichto ne meshalo by poluchit' reakciyu
. Tak
zhe po tipu reakcii bylo otkryto, chto neitrino byvayut dvuh sortov: neitrino elektronnoe
i neitrino myuonnoe
. Poslednie uchastvuyut v reakciyah tipa
![$\displaystyle p+\mu^-\to n+\nu_\mu\;,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1026.gif)
![$ \mu^-$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1027.gif)
Sleduyushii vazhnyi moment slabyh vzaimodeistvii: kak ponimat' reakciyu
? Ved' proton stabilen. My pisali reakcii tol'ko s uchetom zakonov sohraneniya
zaryadov. No nuzhno takzhe udovletvorit' eshe i zakonu sohraneniya energii. Odnako
sohranenie zaryada -- absolyutno, a na energiyu sistemy mozhno vozdeistvovat' izvne.
Massa neitrona ravna
![$\displaystyle m_n=M_{\rm H}+0,78 \;$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1034.gif)
![$\displaystyle =m_p+m_e+0,78 \;$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1035.gif)
![$\displaystyle \;,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1036.gif)
gde -- massa atoma vodoroda (yasno, chto
, poskol'ku energiei
svyazi elektrona v atome vodoroda
13,6 eV mozhno prenebrech'). Poetomu reakciya
v svobodnom sostoyanii idti ne mozhet -- ne hvataet energii. No
voz'mem svyazannye
i
v sistemah:
i
(sm. ris. 28).
Po yadernym silam
odinakovo vzaimodeistvuet kak s
, tak i s
, no
kulonovskoe ottalkivanie umen'shaet energiyu svyazi protona. Svyazannyi v yadre
proton
okazalsya ``tyazhelee'' svyazannogo neitrona, poetomu mozhet idti reakciya
, t.e.
![$\displaystyle p_{bound}\to n_{bound} +e^+ +\nu\;.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1045.gif)
Poidet li reakciya
? Ved'
i neitron dolzhen raspadat'sya.
V silu etogo neravenstva reakciya ne poidet ni v atome vodoroda, ni v plazme maloi
plotnosti i temperatury:
,
K. Odnako reakciya
poidet libo v sluchae, kogda neitron sil'no svyazan, libo kogda elektron imeet bol'shuyu
energiyu. Tipichnyi primer:
,
neitron v Li krepko svyazan.
Bol'shaya energiya elektronov mozhet byt' obuslovlena libo vysokoi temperaturoi, libo
ih vyrozhdeniem pri bol'shoi plotnosti. Naprimer, v vyrozhdennom gaze pri vysokom
davlenii reakciya
idet pri fermi-energii elektronov
MeV. V etom sluchae eta reakciya nosit nazvanie
reakcii neitronizacii veshestva
-- glavnyi moment v teorii pul'sarov i neitronnyh zvezd.
Takie reakcii mogli by idti i v goryachei plazme, kogda energiya elektronov dostatochno
vysoka: no tam est' bolee effektivnye reakcii s ispuskaniem -kvantov, kotorye
bystro otnimayut energiyu u elektronov. Poetomu v razrezhennoi plazme neitronizaciya
prenebrezhima iz-za slabosti vzaimodeistviya. K tomu zhe neitron raspadaetsya obratno
na proton i elektron (s obrazovaniem
). Interesno zametit', chto v toi
zhe goryachei plazme, kogda vyhod izlucheniya iz sistemy zatrudnen (bol'shaya neprozrachnost'
veshestva), processy slabogo vzaimodeistviya s obrazovaniem neitrona i ih raspadom
mogut effektivno otvodit' energiyu cherez ispuskanie
i
(tak
nazyvaemye urka-processy, sm. razdel 7.4).
Slabye vzaimodeistviya nazyvayutsya chetyrehfermionnymi, tak kak v reakciyah uchastvuyut
4 fermi-chasticy so spinom .
Veroyatnost' vzaimoprevrasheniya chastic za schet slabogo vzaimodeistviya po analogii s teoriei elektromagnitnogo izlucheniya zapisyvaetsya v vide
![$\displaystyle W={2\pi \over \hbar}\; \vert H'\vert^2{dN \over dE}\;\left[c^{-1}\right]\;,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1053.gif)
![$ dN/dE$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1054.gif)
![$ H'$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1055.gif)
![$\displaystyle H'=g\int\psi^*_p \psi^*_e \psi_{\nu}\psi_n \;dV\;,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1056.gif)
![$ g$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1057.gif)
![$ \psi_n$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1058.gif)
![$ \psi_p$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1059.gif)
![$ \psi_e$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1060.gif)
![$ \psi_{\nu}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1061.gif)
![$ \psi$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1062.gif)
![$ \psi^*$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1063.gif)
![$ H'$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1055.gif)
![$ n\to p+e^-+\widetilde \nu_e$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1064.gif)
![$ \psi^*_p,\;\psi_e^*$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1065.gif)
![$ \psi_{\nu}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1061.gif)
![$ \widetilde \nu_e$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1031.gif)
![$ \nu_e$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1024.gif)
![$ g$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1057.gif)
![$ [H]=$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1066.gif)
![$ \int\psi^2dV=1$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1067.gif)
![$ [\psi]=$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1068.gif)
![$ ^{-3/2}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1069.gif)
![$ [g]=$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1070.gif)
![$ \cdot$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img16.gif)
![$ ^3$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img20.gif)
![$ e^2/hc=1/137$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1071.gif)
![$ g=1,4\cdot10^{-49}\;$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1072.gif)
![$ \cdot$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img16.gif)
![$ ^3$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img20.gif)
![$ g$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1057.gif)
![$ n\to p+e^-+\widetilde \nu$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1073.gif)
![$ e^-$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1016.gif)
![$ m_e$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1074.gif)
![$ W$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img665.gif)
![$ g^2$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1075.gif)
![$ E$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img222.gif)
![$ \hbar$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img590.gif)
![$ c$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img5.gif)
![$ [W]=c^{-1}$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1076.gif)
![$\displaystyle W\sim\;g^2E^n\;\hbar^m\;c^p\;,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1077.gif)
![$\displaystyle \left\{\begin{array}{l}
2+n+m=0 \\
10+2n+2m+p=0 \\
-4-2n-2m-p=-1\;,
\end{array}\right.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1078.gif)
![$ n=5,\;m=-7,\;p=-6$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1079.gif)
Tochnaya formula imeet vid
![$\displaystyle W={1 \over {60\pi ^3}}\;{g^2E^5\over {\hbar ^7 c^6}}\;,
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1080.gif)
![$ 1/60\pi^3$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1081.gif)
Z a d a ch a 1. Rassmotrim reakciyu
![$\displaystyle e^-+p\to n+\nu\;.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1082.gif)
![$ 5\,$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1083.gif)
![$ <E_e<100\,$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1084.gif)
![$ \sigma[$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1085.gif)
![$ \mbox {sm}^2]$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1086.gif)
![$\displaystyle \sigma (E) \sim g^2E^n\hbar ^mc^p\;.
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1087.gif)
Z a d a ch a 2. Naiti veroyatnost' neitronizacii v vyrozhdennom gaze relyativistskih elektronov
![$\displaystyle W=c\int\limits^{E_f}_{E_0}\;\sigma (E){dN\over {dE}}dE
$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1088.gif)
![$ E_0$](https://images.astronet.ru/pubd/2008/02/15/0001226214/img1089.gif)
<< 5.3 Uchet elektromagnitnogo ... | Oglavlenie | 5.5 Yadernye reakcii v ... >>
Publikacii s klyuchevymi slovami:
Evolyuciya zvezd - vnutrennee stroenie zvezd - termoyadernye reakcii - fizicheskie processy
Publikacii so slovami: Evolyuciya zvezd - vnutrennee stroenie zvezd - termoyadernye reakcii - fizicheskie processy | |
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >> |