Формирование нейтронной звезды: обратный β−β−\beta^-распад или захват электрона?

Различают три вида бета-распада:

  • β − : н → р + е − + ν ¯ е −
  • β + : п → п + е + + ν е
  • захват электрона: p + e − → п + ν е

Когда давление в ядре звезды становится достаточно высоким, электронам энергетически выгодно сливаться с протонами, образуя нейтроны. Рождается нейтронная звезда.

Является ли это слияние обратной бета-версией? − распад или захват электрона? Если первое: откуда берется необходимое антинейтрино? Если последнее: так как участвуют только два тела, энергии должны быть резкими, наблюдается ли это или теоретически гарантируется?

Я с ума уверен, что хорошо понимаю вопрос. Вы спрашиваете, наблюдался ли в лаборатории захват электрона при колоссальном сжатии? И под «теоретически уверенным» вы подразумеваете, ясно ли показывает теория, что это неизбежно произойдет?

Ответы (1)

Это электронный захват . Поскольку нейтрон тяжелее суммы масс протона и электрона, этот захват требует дополнительной энергии. Эта энергия вносится электроном благодаря следующему механизму:

Электроны являются фермионами, поэтому из-за принципа запрета Паули не может быть 2 электронов в одном и том же квантовом состоянии. Когда звезда коллапсирует, ее ядро ​​сжимается, и электроны сближаются настолько, что срабатывает исключение Паули. Чтобы электроны занимали одно и то же место, они должны отличаться по энергии (быть в другом квантовом состоянии). Во время продолжающегося сжатия все больше и больше электронов сжимаются в каждом месте объема ядра. Поскольку все низкие энергии уже заняты (электронный газ вырожден), электроны должны получать все более и более высокие энергии. Эта энергия обеспечивается сжатием, которое должно преодолевать давление вырождения электронов (другими словами: сжатие должно добавлять все больше и больше энергии электронам, чтобы подтолкнуть их к более высоким энергиям). В какой-то момент у электронов с самой высокой энергией будет достаточно энергии, чтобы преодолеть разрыв между массой нейтрона и массой (протона + электрона). Таким образом, электроны с самой высокой энергией сливаются с протонами.

Именно этот процесс в лаборатории не наблюдался, потому что мы не можем создать нужное давление. Но наблюдался родственный процесс: захват электрона с К-оболочки в атоме с протонно-обогащенным ядром. В этом процессе необходимая энергия обеспечивается разницей энергий между начальным и конечным ядром: начальное ядро ​​имеет слишком много протонов, которые поэтому должны занимать более высокие энергетические уровни , опять же из-за исключения Паули. Это также известно как K-захват .

Захвату электрона способствует слабое взаимодействие , и это хорошо изученный процесс.

Примечание: оставшиеся электроны (ниже необходимой энергии) в нейтронной звезде остаются, потому что они не могут слиться (недостаточно энергии). Эти оставшиеся электроны все еще вырождены, и они предотвращают бета-распад нейтронов обратно на протон + электрон. Недостаточно энергии, чтобы поместить этот новый электрон в электронный вырожденный газ.

Формирование нейтронной звезды: обратный β−β−\beta^-распад или захват электрона?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v