Astronet > 7.2 Neitronizaciya

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Fizicheskie osnovy stroeniya i evolyucii zvezd

<< 7.1 Obshaya teoriya otnositel'nosti | Oglavlenie | 7.3 Dva tipa energeticheskih ... >>

7.2 Neitronizaciya

Voz'mem oblast', gde i $\rho \gg 10^6\,\mu_e$ , t.e. temperatura nizka, a plotnost' velika. Pri etom teplovye dvizheniya nerelyativistskie, a princip Pauli iz-za vysokoi plotnosti zastavlyaet elektrony dvigat'sya s relyativistskimi skorostyami. S tochki zreniya izlucheniya eto veshestvo holodnoe, tak kak nizhnie sostoyaniya zanyaty, no s tochki zreniya yadernyh reakcii eto veshestvo goryachee, tak kak chasticy mogut ischezat' i otdavat' svoyu energiyu v processah sleduyushego tipa:

$\displaystyle {}^{3}{\mathrm{He}}+e^-\to {}^{3}{\mathrm{H}}+\nu\;,$

$\displaystyle {}^{4}{\mathrm{He}}+e^-\to {}^{3}{\mathrm{H}}+n+\nu\;,$

$\displaystyle {}^{56}{\mathrm{Fe}}+e^-\to {}^{56}{\mathrm{Mn}}+\nu\;.$

Ris. 42.

Takie processy nazyvayut neitronizaciei veshestva (sm. razdel 5.4). Neitronizaciya -- porogovyi process i dlya raznyh elementov proishodit pri raznyh energiyah elektronov. Naprimer, dlya pervoi reakcii porog neitronizacii 18 keV, dlya vtoroi -- 20 MeV, dlya tret'ei -- 4 MeV. Tak kak granichnaya energiya Fermi odnoznachno svyazana s plotnost'yu, to sootvetstvenno neitronizaciya veshestva dlya razlichnyh elementov nachinaetsya pri raznyh plotnostyah. Naprimer, pervaya reakciya mozhet idti i pri $\rho<10^6\;$ g/sm, a vtoraya idet tol'ko pri $\rho>10^{11}\;$ g/sm.

K chemu vedet neitronizaciya? My vidim, chto v etih reakciyah umen'shaetsya kolichestvo elektronov, sohranyaetsya chislo yader, no ih zaryad ubyvaet. Zdes' my imeem delo s ochen' tonkim ravnovesiem.

Na grafike $\lg P\;$ - $\;\lg\rho$ krivaya uravneniya sostoyaniya veshestva v nerelyativistskoi oblasti imeet naklon 5/3, a v relyativistskoi 4/3 (sm. ris. 42). Budem na etom zhe grafike nanosit' pryamye $P_c=P_1GM^{2/3}\rho_c^{4/3}$ , kotorye poluchayutsya iz usloviya gidrostaticheskogo ravnovesiya. Tochki ih peresecheniya s predydushei krivoi dadut polozheniya ravnovesiya dlya razlichnyh mass. Ochevidno, v nachale tochka peresecheniya dvizhetsya medlenno s uvelicheniem massy, a zatem -- ochen' bystro. V ideal'nom sluchae (t.e. bez ucheta effektov OTO i neitronizacii) $\rho\rightarrow\infty$ pri $M\rightarrow M_{ch}$ (chandrasekarovskii predel).

Iz-za neitronizacii na krivoi $\lg P\;$ - $\;\lg\rho$ poyavlyayutsya izlomy, tak kak elektrony, kotorye obespechivayut uprugost' veshestva, ``vdavlivayutsya'' v yadra.


Ris. 43.	Ris. 44.

Neitronizaciya -- eto fazovyi perehod pervogo roda, pri kotorom davlenie zavisit ot plotnosti tak, kak eto izobrazheno na ris. 43. My vidim, chto esli ran'she ravnovesie massy eshe bylo vozmozhno, to teper' eto ne tak, t.e. uzhe pri $M_{\mbox{kr}}<M_{\mbox{ch}}$ proishodit poterya ustoichivosti.

S drugoi storony, effekty OTO iz-za togo, chto davlenie imeet ``ves'', izmenyayut usloviya gidrostaticheskogo ravnovesiya. Tak kak teper' sila tyazhesti proporcional'na , uslovie ravnovesiya teper' zapishetsya v vide $P=\alpha \rho^{4/3+\alpha}$ , gde $\alpha>0$ , t.e. naklon pryamyh , , narastaet s uvelicheniem $\alpha$ (ris. 44).

Chandrasekar ogranichil znachenie massy , a $\rho$ moglo byt' beskonechnym. Teper' my vidim, chto est' i predel'noe znachenie $\rho$ .

Vse eti effekty privodyat k izgibam krivoi $M(\rho_c)$ , chto v konechnom itoge privodit k potere ustoichivosti (ris. 45). Formal'nyi raschet s raznymi znacheniyami $\rho_c$ daet maksimal'noe znachenie massy $M_{\max}$ i pri $M<M_{\max}$ dva resheniya s razlichnymi znacheniyami $\rho_c$ . Reshenie s bol'shei plotnost'yu ( $\rho_2>\rho_{\mbox{kr}}$ na ris. 45) okazyvaetsya neustoichivym. Kak eto mozhno pokazat'?

Ris. 45.

My vidim, chto dlya odnoi massy sushestvuet dva resheniya. Mozhno schitat', chto odno iz etih reshenii (skazhem s $\rho_c=\rho_2$ ) yavlyaetsya vozmusheniem drugogo ( $\rho_c=\rho_1$ ). Eto znachit,chto

$\displaystyle r_2(m)=r_1(m)+\delta r(m),\quad 0\leq m\leq M.$

V obshem sluchae sobstvennye funkcii uravneniya dlya malyh vozmushenii dolzhny imet' vid

$\displaystyle \delta r(m,t)=e^{i\omega t}\delta r(m).$

Takaya zapis' vozmusheniya yavlyaetsya vpolne estestvennoi. Eto sledstvie togo, chto v reshenii ne dolzhno byt' vydelennogo momenta, t.e. sdvig po vremeni dolzhen privodit' k resheniyu. Krome togo, zadacha lineina, t.e. reshenie, umnozhennoe na konstantu, tozhe yavlyaetsya resheniem. Eti usloviya opredelyayut zavisimost' vozmusheniya ot vremeni. Oni dayut eksponentu, tak kak tol'ko dlya nee sdvig po vremeni ekvivalenten umnozheniyu na konstantu, t.e. $E^{i\omega (t+t_0)}=Ae^{i\omega t}$ , gde $A=e^{i\omega t_0}$ .

V nashem sluchae $\delta r$ ot ne zavisit, t.e. $\omega=0$ v obshem reshenii. Poskol'ku my znaem, chto pri $\rho<\rho_{\mbox{kr}}$ modeli byli ustoichivymi, dlya nih bylo $\omega ^2_k>0$ . Pri $\rho =\rho_{\mbox{kr}}$ my poluchili, chto $\omega^2_k=0$ dlya nekotorogo . Dlya fizika etogo uzhe dostatochno, chtoby utverzhdat', chto pri $\rho>\rho_{\mbox{kr}}\;\omega^2_k<0$ , t.e. $\delta r\sim e^{\lambda t}$ , a eto i oznachaet neustoichivost'. Konechno, mozhno ubedit'sya v etom i bolee strogo, naprimer, esli issledovat' formu ekstremuma energii. Pri $\rho<\rho_{\mbox{kr}}$ ekstremum, sootvetstvuyushii ravnovesiyu, yavlyaetsya minimumom, a pri $\rho>\rho_{\mbox{kr}}$ -- maksimumom.

Pri ostyvanii zvezdy s $M>M_{\rm ch}$ pri nekotoroi temperature proishodit sryv. Do etogo momenta evolyuciya opredelyaetsya skorost'yu ostyvaniya, zatem proishodit poterya ustoichivosti s harakternym gidrodinamicheskim vremenem.

<< 7.1 Obshaya teoriya otnositel'nosti | Oglavlenie | 7.3 Dva tipa energeticheskih ... >>

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: Pererabotka veshestva v Kassiopee A NGC 7789: Roza Karoliny Planetarnaya tumannost' NGC 2818 ot Habbla Nauchnaya konferenciya "Nablyudaemye proyavleniya evolyucii zvezd" v SAO RAN Planetarnye tumannosti Proshlye i budushie zvezdy Andromedy Tumannost' Ozherel'e Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce