Astronet > Neitronizaciya

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

Neitronizaciya

- process perehoda veshestva zvezd v neitronnoe sostoyanie na zaklyuchitel'nyh stadiyah evolyucii zvezd. Veshestvo, iz k-rogo obrazuyutsya zvezdy, sostoit preimushestvenno iz vodoroda s nek-roi dobavkoi geliya i maloi primes'yu bolee tyazhelyh him. elementov (sm. Zvezdoobrazovanie). V zvezde, nachinayushei svoyu termoyadernuyu evolyuciyu, na 1 neitron zvezdnogo veshestva prihoditsya primerno 6 protonov. V konce evolyucii eto sootnoshenie okazyvaetsya sovsem drugim, na chto ukazyvaet, napr., sushestvovanie neitronnyh zvezd - konechnogo produkta zvezdnoi evolyucii.

Pervyi etap uvelicheniya otnositel'noi doli neitronov svyazan s vodorodnymi termoyadernymi reakciyami (sm. Vodorodnyi cikl i Uglerodnyi cikl), v rezul'tate k-ryh vodorod v central'noi oblasti zvezdy polnost'yu prevrashaetsya v gelii. V veshestve, v k-rom proshli vodorodnye reakcii, neitronov i protonov stanovitsya primerno porovnu. Eto obogashenie zvezdnogo veshestva neitronami ne okazyvaet reshayushego vliyaniya na stroenie zvezdy, glavnoe zdes' - vydelenie energii v termoyadernyh reakciyah sinteza geliya. Posleduyushie termoyadernye reakcii protekayut bez uvelicheniya chisla neitronov. Novye, bolee tyazhelye atomnye yadra obrazuyutsya v osnovnom putem posledovat. prisoedinenii $\alpha$ -chastic (yader geliya).

Odnako na zaklyuchit. stadiyah evolyucii zvezd plotnost' veshestva sil'no vozrastaet i elektronnyi gaz stanovitsya vyrozhdennym (sm. Vyrozhdennyi gaz). Energiya vyrozhdennyh elektronov dostigaet takoi velichiny, chto oni uzhe mogut preodolevat' energetich. bar'er i zahvatyvat'sya atomnymi yadrami. Nachinayut idti processy t.n. obratnogo beta-raspada, posredstvom k-ryh protony prevrashayutsya vnutri atomnyh yader v neitrony. Imenno etot process mnozhestvennogo zahvata elektronov atomnymi yadrami, soprovozhdayushiisya izlucheniem neitrino, nazyvayut N.

Reakciya zahvata elektronov atomnymi yadrami (A, Z) (A - massovoe chislo, Z - poryadkovyi nomer elementa) imeet vid:
$(A, Z) + {\rm e}^- \to (A, Z - 1) + \nu$ (1)
Energetich. porog reakcii (1), kak pravilo, velik, poetomu tol'ko pri vysokih plotnostyah veshestva, harakternyh dlya konechnyh stadii evolyucii zvezd, energiya Fermi elektronov mozhet prevysit' kriticheskuyu velichinu $\varepsilon_c$ - porog N.:
$\varepsilon_F > \varepsilon_c= Q_{A,Z}-Q_{A,Z-1}+Q_n$ , (2)
gde $\varepsilon_F$ - energiya Fermi bez ucheta energii pokoya elektrona (sm. Massa pokoya), Q_A,Z - energiya svyazi yadra (A, Z), a $Q_n=(m_n-m_p-m_e)\cdot c^2$ = 0,7825 MeV - energiya beta-raspada neitrona. Pri uslovii (2) reakciya (1), v k-ruyu vstupayut elektrony s energiei $\varepsilon_e$ v intervale $\varepsilon_c<\varepsilon_e<\varepsilon_F$ , okazyvaetsya energeticheski vygodnoi: energiya sistemy umen'shaetsya v kazhdom akte na velichinu $\varepsilon_e-\varepsilon_c$ , unosimuyu neitrino. Produkt N.- radioaktivnye yadra (A, Z - 1), oni ustoichivy v vyrozhdennom veshestve, poskol'ku ih raspad zapreshen principom Pauli: vse urovni s energiyami, men'shimi $\varepsilon_F$ , zanyaty, a energii elektronov v beta-raspadah ne prevyshayut $\varepsilon_c$ .

Porogi N. dlya ryada atomnyh yader, obrazuyushihsya na posledovat. stadiyah termoyadernoi evolyucii zvezd, rasschitannye po f-le (2), predstavleny v tablice (2-i stolbec). V 1-m i 5-m stolbcah dany sokrashennye zapisi reakcii N. (opusheny simvoly elektrona i neitrino). Harakteristiki elektronnogo gaza v moment nachala N. fiksiruyutsya usloviem $\varepsilon_F-\varepsilon_c$ , iz k-rogo odnoznachno opredelyayutsya kritich. znacheniya chisla elektronov v ed. ob'ema N_c i elektronnogo davleniya p_c (4-i stolbec). V 3-m stolbce privedena kritich. plotnost' N., vychislennaya v predpolozhenii, chto veshestvo sostoit celikom iz neitronizuemogo him. elementa: $\rho= (A/Z)m_u N_c$ (m_u - atomnaya ed. massy).

V sluchae dostatochno medlennogo (kvazistaticheskogo) szhatiya chislo elektronov v ed. ob'ema N_e i davlenie elektronov r_e, ostayutsya prakticheski neizmennymi i ravnymi ih nachal'nym znacheniyam N_c i r_c, poka ne ischerpaetsya ves' ishodnyi him. element. Pri etom ustanavlivaetsya nebol'shoe prevyshenie $\varepsilon_e$ nad $\varepsilon_c$ , takoe, chto umen'shenie N_e v reakcii (1) v tochnosti kompensiruetsya ego uvelicheniem vsledstvie szhatiya veshestva. Otlichie $\varepsilon_F$ ot $\varepsilon_c$ tem men'she, chem medlennee szhatie, skorost' k-rogo opredelyaetsya usloviyami gidrostatich. ravnovesiya zvezdy; napr., v sluchae belogo karlika prichinami szhatiya mogut byt' poteri energii posredstvom svetovogo i neitrinnogo izluchenii ili uvelichenie ego massy za schet akkrecii.

Zavisimosti p_e, $\varepsilon_F$ i N_e ot plotnosti medlenno szhimayushegosya i neitronizuyushegosya veshestva imeyut stupenchatyi vid: pologie, pochti gorizontal'nye, uchastki sootvetstvuyut protekaniyu reakcii (1), a krutye pod'emy - vremennomu prekrasheniyu N. do togo momenta, poka $\varepsilon_F$ ne dostignet novogo vozrosshego poroga N. (ris.). Kazhdomu pologomu uchastku mozhet sootvetstvovat' ne odna, a nesk. reakcii tipa (1). Eto svyazano s tem, chto porog N. yadra (A, Z- 1) chasto byvaet men'she, chem u ishodnogo yadra (A, Z). V rezul'tate za pervoi reakciei N. bystro sleduet vtoraya reakciya i t.d., poka ne obrazuetsya yadro (A, Z_k1) s Z_k1 < Z i porogom N., bol'shim, chem u yadra (A, Z). V otlichie ot pervoi reakcii N., dlya k-roi $\varepsilon_F\approx\varepsilon_c$ , eti povtornye reakcii yavl. neravnovesnymi (v termodinamich. smysle). V nih ischezayut elektrony s takimi energiyami, chto raznost' $\varepsilon_F - \varepsilon_c$ v srednem sostavlyaet zametnuyu dolyu ot $\varepsilon_F$ . Eto vyzyvaet neravnovesnuyu perestroiku raspredeleniya Fermi elektronov, soprovozhdayushuyusya vydeleniem teploty. T.o., nesmotrya na to chto neitrino unosit pochti vsyu osvobozhdayushuyusya energiyu (za isklyucheniem nichtozhno maloi doli, peredavaemoi yadru v sootvetstvii s zakonom sohraneniya impul'sa), neitronizuemoe veshestvo mozhet vse zhe nagrevat'sya. Takoi istochnik teploty uchityvayut, v chastnosti, pri raschetah teplovogo balansa belyh karlikov.

Zavisimost' (kachestvennaya) davleniya r ot
plotnosti $\rho$ pri neitronizacii holodnogo
zvezdnogo veshestva.

Konec kazhdogo pologogo uchastka zavisimostei p_e, N_e i $\varepsilon_F$ ot plotnosti otvechaet polnomu prevrasheniyu yadra (A, Z) v yadro (A, Z_k1) Pri etom $\rho_{k1}/\rho_{c1}=Z/Z_{k1}$ (ravno 13/12 dlya perehoda $^{56}{\rm Fe}\to^{56}{\rm Cr}$ ). Dlya promezhutochnyh znachenii plotnostei $\rho_{c1}<\rho<\rho_{k1}$ , veshestvo predstavlyaet soboi smes' etih yader.

Cepochka reakcii (1) v konce koncov privodit k obrazovaniyu sil'no peregruzhennyh neitronami yader, k-rye nahodyatsya na granice stabil'nosti po otnosheniyu k vybrosu neitronov. Kak tol'ko yadro (A, Z - 1) okazyvaetsya neustoichivym po otnosheniyu k vybrosu neitronov, N. prodolzhaetsya s vydeleniem v kazhdom akte odnogo ili neskol'kih neitronov:
$(A,Z) +{\rm e}^-\to(A-k,Z-1)+kn+\nu$ . (3)

Yarkii primer - N. geliya (tabl.). Porog reakcii (3) dlya yader na granice neitronnoi stabil'nosti $\varepsilon_c\approx$ 25 MeV, chemu sootvetstvuet kritich. plotnost' N. $\rho_c\approx 4\cdot 10^{11}$ g/sm³ (s uchetom, chto A/Z = 3-4). Pri dal'neishem povyshenii plotnosti N. vstupaet v konechnuyu fazu: v smesi iz svobodnyh neitronov i predel'no peregruzhennyh neitronami yader ravnovesie sdvigaetsya s rostom plotnosti v storonu preobladaniya neitronov. Perehod k yadernym plotnostyam mozhno schitat' koncom processa N. Tablica. Porogi neitronizacii

Pervaya reakciya
neitronizacii $\varepsilon_{c1}$ , MeV $\rho_{c1}$ , g/sm³ p_c1 din/sm² Vtoraya reakciya neitronizacii $\varepsilon_{c2}$ , MeV

$^1{\rm H}\to$ n 0,783 $1,22\cdot 10^7$ $3,05\cdot 10^{24}$

$^3{\rm He}\to$ T 0,0186 $2,95\cdot 10^4$ $1,41\cdot 10^{20}$ T $\to$ 3n 9,26

$^4{\rm He}\to$ T+n 20,6 $1,37\cdot 10^{11}$ $3,49\cdot 10^{29}$ T $\to$ 3n 9,26

$^{12}{\rm C}\to ^{12}{\rm B}$ 13,4 $3,90\cdot 10^{10}$ $6,51\cdot 10^{28}$ $^{12}{\rm B}\to ^{12}{\rm Be}$ 11,6

$^{16}{\rm O}\to^{16}{\rm N}$ 10,4 $1,90\cdot 10^{10}$ $2,50\cdot 10^{28}$ $^{16}{\rm N}\to^{16}{\rm C}$ 8,01

$^{20}{\rm Ne}\to^{20}{\rm F}$ 7,03 $6,22\cdot 10^9$ $5,61\cdot 10^{27}$ $^{20}{\rm F}\to^{20}{\rm O}$ 3,82

$^{24}{\rm Mg}\to^{24}{\rm Na}$ 5,52 $3,17\cdot 10^9$ $2,28\cdot 10^{27}$ $^{24}{\rm Na}\to^{24}{\rm Ne}$ 2,47

$^{28}{\rm Si}\to^{28}{\rm Al}$ 4,64 $1,96\cdot 10^9$ $1,20\cdot 10^{27}$ $^{28}{\rm Al}\to^{28}{\rm Mg}$ 1,83

$^{40}{\rm Ca}\to^{40}{\rm K}$ 1,31 $7,79\cdot 10^7$ $1,93\cdot 10^{25}$ $^{40}{\rm K}\to^{40}{\rm Ar}$ 7,51

$^{56}{\rm Fe}\to^{56}{\rm Mn}$ 3,70 $1,15\cdot 10^9$ $5,29\cdot 10^{26}$ $^{56}{\rm Mn}\to^{56}{\rm Cr}$ 1,64

Privedennoe vyshe opisanie N. otnositsya v osnovnom k vyrozhdennomu i holodnomu veshestvu pri temp-re $kT\ll \varepsilon_F$ . Pri rassmotrenii N. veshestvo mozhno schitat' holodnym, esli dopolnitel'no $kT\ll \varepsilon_F-\varepsilon_c$ . Eti neravenstva mogut narushat'sya na konechnyh stadiyah evolyucii massivnyh zvezd i v processe gravitacionnogo kollapsa, kogda zvezdnoe veshestvo okazyvaetsya otnositel'no goryachim. N. goryachego veshestva obladaet ryadom osobennostei. Vo-pervyh, stanovitsya vozmozhnym beta-raspad
$(A, Z - 1)\to (A, Z) + {\rm e}^- + \tilde{\nu}$ . (4)
Vo-vtoryh, poyavlyayutsya pozitrony, i, hotya ih koncentraciya nevelika, reakciya
${\rm e}^+ (A, Z - 1)\to (A, Z) + \tilde{\nu}$ (5)
obychno okazyvaetsya effektivnee reakcii (4). V-tret'ih, pri temp-rah, prevyshayushih $\approx 5\cdot 10^9$ K, yadernye reakcii stanovyatsya stol' bystrymi, chto ustanavlivayutsya vpolne opredelennye koncentracii razlichnyh atomnyh yader, zavisyashie tol'ko ot temp-ry, plotnosti i sootnosheniya mezhdu polnym chislom neitronov i protonov v sisteme (s uchetom kak svobodnyh, tak i svyazannyh v yadrah). Eto poslednee sootnoshenie reguliruetsya reakciyami (1), (4) i (5). V nih uchastvuyut yadra kak v osnovnyh, tak i v vozbuzhdennyh sostoyaniyah, a takzhe svobodnye neitrony i protony. Poyavlenie novyh neitronov v reakcii (1) kompensiruetsya ih ischeznoveniem v reakciyah (4) i (5) - ustanavlivaetsya t.n. kinetich. ravnovesie beta-processov. S uvelicheniem plotnosti ravnovesie sdvigaetsya v storonu preobladaniya neitronov.

N. yavl. odnoi iz glavnyh prichin poteri ustoichivosti dostatochno massivnyh zvezd v konce ih evolyucii i perehoda etih zvezd v sostoyanie gravitac. kollapsa, v processe k-rogo intensivnost' N. rezko usilivaetsya. Ispuskaemye v processe N. neitrino opredelyayut parametry moshnogo vspleska neitrinnogo izlucheniya, soputstvuyushego obrazovaniyu neitronnyh zvezd i chernyh dyr.

N. takzhe imeet vazhnoe znachenie i dlya dr. astrofizich. problem. Tak, ot ee osobennostei sushestvenno zavisyat fiz. usloviya vnutri massivnyh belyh karlikov (s massoi, blizkoi k predelu Chandrasekara).

N. predstavlyaet soboi slozhnyi fiz. process, issledovanie k-rogo opiraetsya na dostizheniya teorii stroeniya zvezd, yadernoi fiziki, termodinamiki i teorii slabyh vzaimodeistvii.

(D.K. Nadezhin)

D. K. Nadezhin, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

L | R | A | B | V | G | D | E | Zh | Z | I | ' | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | Sh | E | Yu | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: neitronizaciya - neitronnoe veshestvo - neitronnye zvezdy
Publikacii so slovami: neitronizaciya - neitronnoe veshestvo - neitronnye zvezdy

Karta smyslovyh svyazei dlya termina NE'TRONIZACIYa

Sm. takzhe:

Kratkaya istoriya bystryh radiovspleskov

GW200115: modelirovanie sliyaniya chernoi dyry i neitronnoi zvezdy

Karta goryachih pyaten na poverhnosti neitronnoi zvezdy J0030

Neobychnyi signal mozhet svidetel'stvovat' o razrushenii neitronnoi zvezdy chernoi dyroi

Odinochnaya neitronnaya zvezda v ostatke sverhnovoi E0102-72.3

NGC 4993: galakticheskii dom istoricheskogo vzryva

GW170817: registraciya izlucheniya raznyh vidov ot yavleniya sliyaniya

Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Pervaya reakciya neitronizacii	$\varepsilon_{c1}$ , MeV	$\rho_{c1}$ , g/sm³	p_c1 din/sm²	Vtoraya reakciya neitronizacii	$\varepsilon_{c2}$ , MeV
$^1{\rm H}\to$ n	0,783	$1,22\cdot 10^7$	$3,05\cdot 10^{24}$
$^3{\rm He}\to$ T	0,0186	$2,95\cdot 10^4$	$1,41\cdot 10^{20}$	T $\to$ 3n	9,26
$^4{\rm He}\to$ T+n	20,6	$1,37\cdot 10^{11}$	$3,49\cdot 10^{29}$	T $\to$ 3n	9,26
$^{12}{\rm C}\to ^{12}{\rm B}$	13,4	$3,90\cdot 10^{10}$	$6,51\cdot 10^{28}$	$^{12}{\rm B}\to ^{12}{\rm Be}$	11,6
$^{16}{\rm O}\to^{16}{\rm N}$	10,4	$1,90\cdot 10^{10}$	$2,50\cdot 10^{28}$	$^{16}{\rm N}\to^{16}{\rm C}$	8,01
$^{20}{\rm Ne}\to^{20}{\rm F}$	7,03	$6,22\cdot 10^9$	$5,61\cdot 10^{27}$	$^{20}{\rm F}\to^{20}{\rm O}$	3,82
$^{24}{\rm Mg}\to^{24}{\rm Na}$	5,52	$3,17\cdot 10^9$	$2,28\cdot 10^{27}$	$^{24}{\rm Na}\to^{24}{\rm Ne}$	2,47
$^{28}{\rm Si}\to^{28}{\rm Al}$	4,64	$1,96\cdot 10^9$	$1,20\cdot 10^{27}$	$^{28}{\rm Al}\to^{28}{\rm Mg}$	1,83
$^{40}{\rm Ca}\to^{40}{\rm K}$	1,31	$7,79\cdot 10^7$	$1,93\cdot 10^{25}$	$^{40}{\rm K}\to^{40}{\rm Ar}$	7,51
$^{56}{\rm Fe}\to^{56}{\rm Mn}$	3,70	$1,15\cdot 10^9$	$5,29\cdot 10^{26}$	$^{56}{\rm Mn}\to^{56}{\rm Cr}$	1,64