Нейтронизация

Нейтронизация — 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

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 ρ > 10⁶ г/см3). Начиная с некоторого критического значения энергии электрона ε_c начинают идти процессы захвата электронов ядрами, обратные β-распаду:

(A,Z)+rm e⁻ → (A,Z-1)+ν.

Условием захвата электрона ядром (A, Z) (А — массовое число, Z — порядковый номер элемента) при нейтронизации является превышение энергии Ферми ε_F электрона энергетического эффекта β-распада ε_c:

ε_F > ε_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)·c² = 0,7825 МэВ — энергия бета-распада нейтрона.

Нейтронизация является энергетически выгодным процессом: при каждом захвате электрона энергии ε_e разница ε_e-ε_c уносится образующимся в процессе нейтрино, для которого толща звезды является прозрачной (один из механизмов нейтринного охлаждения), β-распад образующихся радиоактивных ядер запрещён принципом Паули, так как электроны вырождены и все возможные состояния ниже ε_F заняты, а энергии электронов в бета-распадах не превышают ε_c: при больших энергиях Ферми такие ядра становятся устойчивыми.

Поскольку определяющим фактором является энергетический эффект β-распада ε_c, то нейтронизация — пороговый процесс и для разных элементов происходит при разных энергиях электронов (см. таблицу).

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

Околоядерные плотности: испарение нейтронов из ядер

При «сверхобогащении» 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 ρ∼4·10¹¹ г/см3):

(A,Z)+rm e⁻ → (A-k,Z-1)+kn+ν.

В результате при постоянном давлении устанавливается обменное 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 год) остаётся предметом исследований, однако при ρ∼2·10¹⁴ 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:

Pleqslant ε = ρc².

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

При нейтронизации вещества уменьшается концентрация электронов при сохранении концентрации барионов, и, соответственно, уменьшается его упругость: для вырожденного электронного газа давление P = Kρ^(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 = Kρ^(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 ограничена 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 с фотонной светимостью.

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