НЕЙТРОНИЗАЦИЯ

Нейтронизация - процесс перехода вещества звёзд в нейтронное состояние на заключительных стадиях эволюции звёзд. Вещество, из к-рого образуются звёзды, состоит преимущественно из водорода с нек-рой добавкой гелия и малой примесью более тяжёлых хим. элементов (см. Звездообразование). В звезде, начинающей свою термоядерную эволюцию, на 1 нейтрон звёздного вещества приходится примерно 6 протонов. В конце эволюции это соотношение оказывается совсем другим, на что указывает, напр., существование нейтронных звёзд - конечного продукта звёздной эволюции. Первый этап увеличения относительной доли нейтронов связан с водородными термоядерными реакциями (см. Водородный цикл и Углеродный цикл), в результате к-рых водород в центральной области звезды полностью превращается в гелий. В веществе, в к-ром прошли водородные реакции, нейтронов и протонов становится примерно поровну. Это обогащение звёздного вещества нейтронами не оказывает решающего влияния на строение звезды, главное здесь - выделение энергии в термоядерных реакциях синтеза гелия. Последующие термоядерные реакции протекают без увеличения числа нейтронов. Новые, более тяжёлые атомные ядра образуются в основном путём последоват. присоединений -частиц (ядер гелия). Однако на заключит. стадиях эволюции звёзд плотность вещества сильно возрастает и электронный газ становится вырожденным (см. Вырожденный газ). Энергия вырожденных электронов достигает такой величины, что они уже могут преодолевать энергетич. барьер и захватываться атомными ядрами. Начинают идти процессы т.н. обратного бета-распада, посредством к-рых протоны превращаются внутри атомных ядер в нейтроны. Именно этот процесс множественного захвата электронов атомными ядрами, сопровождающийся излучением нейтрино, называют Н. Реакция захвата электронов атомными ядрами (A, Z) (А - массовое число, Z - порядковый номер элемента) имеет вид: (1) Энергетич. порог реакции (1), как правило, велик, поэтому только при высоких плотностях вещества, характерных для конечных стадий эволюции звёзд, энергия Ферми электронов может превысить критическую величину - порог Н.: \varepsilon_c= Q_(A,Z)-Q_(A,Z-1)+Q_n$" align="absmiddle" width="219" height="18" > , (2) где - энергия Ферми без учёта энергии покоя электрона (см. Масса покоя), QA,Z - энергия связи ядра (A, Z), a = 0,7825 МэВ - энергия бета-распада нейтрона. При условии (2) реакция (1), в к-рую вступают электроны с энергией в интервале , оказывается энергетически выгодной: энергия системы уменьшается в каждом акте на величину , уносимую нейтрино. Продукт Н.- радиоактивные ядра (A, Z - 1), они устойчивы в вырожденном веществе, поскольку их распад запрещён принципом Паули: все уровни с энергиями, меньшими , заняты, а энергии электронов в бета-распадах не превышают . Пороги Н. для ряда атомных ядер, образующихся на последоват. стадиях термоядерной эволюции звёзд, рассчитанные по ф-ле (2), представлены в таблице (2-й столбец). В 1-м и 5-м столбцах даны сокращённые записи реакций Н. (опущены символы электрона и нейтрино). Характеристики электронного газа в момент начала Н. фиксируются условием , из к-рого однозначно определяются критич. значения числа электронов в ед. объёма Nc и электронного давления pc (4-й столбец). В 3-м столбце приведена критич. плотность Н., вычисленная в предположении, что вещество состоит целиком из нейтронизуемого хим. элемента: (mu - атомная ед. массы). В случае достаточно медленного (квазистатического) сжатия число электронов в ед. объёма Ne и давление электронов рe, остаются практически неизменными и равными их начальным значениям Nc и рc, пока не исчерпается весь исходный хим. элемент. При этом устанавливается небольшое превышение над , такое, что уменьшение Ne в реакции (1) в точности компенсируется его увеличением вследствие сжатия вещества. Отличие от тем меньше, чем медленнее сжатие, скорость к-рого определяется условиями гидростатич. равновесия звезды; напр., в случае белого карлика причинами сжатия могут быть потери энергии посредством светового и нейтринного излучений или увеличение его массы за счёт аккреции. Зависимости pe, и Ne от плотности медленно сжимающегося и нейтронизующегося вещества имеют ступенчатый вид: пологие, почти горизонтальные, участки соответствуют протеканию реакций (1), а крутые подъёмы - временному прекращению Н. до того момента, пока не достигнет нового возросшего порога Н. (рис.). Каждому пологому участку может соответствовать не одна, а неск. реакций типа (1). Это связано с тем, что порог Н. ядра (A, Z- 1) часто бывает меньше, чем у исходного ядра (A, Z). В результате за первой реакцией Н. быстро следует вторая реакция и т.д., пока не образуется ядро (A, Zk1) с Zk1 Z и порогом Н., большим, чем у ядра (A, Z). В отличие от первой реакции Н., для к-рой , эти повторные реакции явл. неравновесными (в термодинамич. смысле). В них исчезают электроны с такими энергиями, что разность в среднем составляет заметную долю от . Это вызывает неравновесную перестройку распределения Ферми электронов, сопровождающуюся выделением теплоты. Т.о., несмотря на то что нейтрино уносит почти всю освобождающуюся энергию (за исключением ничтожно малой доли, передаваемой ядру в соответствии с законом сохранения импульса), нейтронизуемое вещество может всё же нагреваться. Такой источник теплоты учитывают, в частности, при расчётах теплового баланса белых карликов. Зависимость (качественная) давления р от плотности при нейтронизации холодного звёздного вещества. Конец каждого пологого участка зависимостей pe, Ne и от плотности отвечает полному превращению ядра (А, Z) в ядро (А, Zk1) При этом (равно 13/12 для перехода ). Для промежуточных значений плотностей , вещество представляет собой смесь этих ядер. Цепочка реакций (1) в конце концов приводит к образованию сильно перегруженных нейтронами ядер, к-рые находятся на границе стабильности по отношению к выбросу нейтронов. Как только ядро (А, Z - 1) оказывается неустойчивым по отношению к выбросу нейтронов, Н. продолжается с выделением в каждом акте одного или нескольких нейтронов: . (3) Яркий пример - Н. гелия (табл.). Порог реакции (3) для ядер на границе нейтронной стабильности 25 МэВ, чему соответствует критич. плотность Н. г/см3 (с учётом, что A/Z = 3-4). При дальнейшем повышении плотности Н. вступает в конечную фазу: в смеси из свободных нейтронов и предельно перегруженных нейтронами ядер равновесие сдвигается с ростом плотности в сторону преобладания нейтронов. Переход к ядерным плотностям можно считать концом процесса Н. Таблица. Пороги нейтронизации Первая реакциянейтронизации , МэВ , г/см3 pc1 дин/см2 Вторая реакция нейтронизации , МэВ n 0,783     T 0,0186 T3n 9,26 T+n 20,6 T3n 9,26 13,4 11,6 10,4 8,01 7,03 3,82 5,52 2,47 4,64 1,83 1,31 7,51 3,70 1,64 Приведённое выше описание Н. относится в основном к вырожденному и холодному веществу при темп-ре . При рассмотрении Н. вещество можно считать холодным, если дополнительно . Эти неравенства могут нарушаться на конечных стадиях эволюции массивных звёзд и в процессе гравитационного коллапса, когда звёздное вещество оказывается относительно горячим. Н. горячего вещества обладает рядом особенностей. Во-первых, становится возможным бета-распад . (4) Во-вторых, появляются позитроны, и, хотя их концентрация невелика, реакция (5) обычно оказывается эффективнее реакции (4). В-третьих, при темп-рах, превышающих K, ядерные реакции становятся столь быстрыми, что устанавливаются вполне определённые концентрации различных атомных ядер, зависящие только от темп-ры, плотности и соотношения между полным числом нейтронов и протонов в системе (с учётом как свободных, так и связанных в ядрах). Это последнее соотношение регулируется реакциями (1), (4) и (5). В них участвуют ядра как в основных, так и в возбуждённых состояниях, а также свободные нейтроны и протоны. Появление новых нейтронов в реакции (1) компенсируется их исчезновением в реакциях (4) и (5) - устанавливается т.н. кинетич. равновесие бета-процессов. С увеличением плотности равновесие сдвигается в сторону преобладания нейтронов. Н. явл. одной из главных причин потери устойчивости достаточно массивных звёзд в конце их эволюции и перехода этих звёзд в состояние гравитац. коллапса, в процессе к-рого интенсивность Н. резко усиливается. Испускаемые в процессе Н. нейтрино определяют параметры мощного всплеска нейтринного излучения, сопутствующего образованию нейтронных звёзд и чёрных дыр. Н. также имеет важное значение и для др. астрофизич. проблем. Так, от её особенностей существенно зависят физ. условия внутри массивных белых карликов (с массой, близкой к пределу Чандрасекара). Н. представляет собой сложный физ. процесс, исследование к-рого опирается на достижения теории строения звёзд, ядерной физики, термодинамики и теории слабых взаимодействий. (Д.К. Надёжин)