Свободные нейтроны в ядре Солнца?

В стандартном описании протон-протонного синтеза первая стадия взаимодействия протекает через несвязанный дипротон 2 ЧАС е :

(стр.) п + п → 2 ЧАС е * 2 ЧАС е * → 2 ЧАС + е + + ν е е + + е − → γ + γ
В ядерных излучателях позитронов всегда существует некоторая конкуренция с захватом электронов. На стандартной картинке ветвь электронного захвата
(бодрость) п + е − + п → 2 ЧАС + ν е
Возможность различать их, по-видимому, возникает из-за того, что pep-синтез дает нейтрино с определенной энергией, которая выше, чем конечная точка энергетического спектра pp-нейтрино. Если я правильно понимаю экспериментальную ситуацию, то есть заявленное наблюдение солнечных нейтрино, согласующееся с энергией pep в 2012 или 2014 году, но эксперименты с солнечными нейтрино по-прежнему слепы к нейтрино pp.

Я бы ожидал некоторого вклада в процесс pp от образования свободных нейтронов:

(н) п + е − → н + ν е п + н → 2 ЧАС + γ
Первый шаг в этом процессе эндотермический: оставшись один, нейтрон распадется на протон, электрон и антинейтрино, высвобождая около 780 кэВ. Однако температура ядра Солнца составляет 10–15 МК, что означает, что частицы в ядре имеют типичную кинетическую энергию. к Т ≈ 1 М е В : достаточно жарко, чтобы управлять обратным бета-распадом.

Существует ли газ свободных нейтронов, находящихся в вековом равновесии в ядре Солнца? Если да, то почему он не упоминается в обсуждениях солнечного синтеза? Если нет, то почему?

Отредактировано, чтобы заметить, что я идиот. Я толстыми пальцами оценил свою ценность к , а на самом деле к Т ≈ 1 к е В . Если нейтроны находятся в вековом равновесии, то они в основном возникают в результате фотодиссоциации дейтерия.

Плотность солнечного ядра составляет порядка 150 г/см^3, что сближает нуклоны примерно в 5,3 раза друг к другу, чем в воде, а тепловая энергия нерелятивистская, так что это звучит как вполне обычное плазменное состояние. Однако я не видел цифр для равновесной концентрации.
Средняя КЭ далеко не равна 1 МэВ. к Т ≃ 1 кэВ.

Ответы (2)

Солнечное ядро ​​имеет плотность

плотностью 150 г/см³ (в 150 раз больше плотности жидкой воды) в центре и температурой около 15 700 000 кельвинов, или около 15 700 000 градусов по Цельсию; напротив, поверхность Солнца близка к 6000 кельвинов. Ядро состоит из горячего плотного газа в плазменном состоянии под давлением в центре, оцениваемым в 265 миллиардов бар (26,5 петапаскалей (ППа) или 3,84 триллиона фунтов на квадратный дюйм).

Нейтронные звезды имеют плотность

Нейтронные звезды имеют общую плотность от 3,7×10^17 до 5,9×10^17 кг/м3 (от 2,6×1014 до 4,1×10^14 раз больше плотности Солнца), что сравнимо с приблизительной плотностью атомного ядра 3×10^17 кг/м3.

Нейтрон — нестабильная частица на свободе. Среднее время жизни 881,5(15) с (бесплатно)

Его стабильность в ядре (и не для всех ядер существует бета-распад) обусловлена ​​сильным взаимодействием, которое создает потенциал, связывающий нейтрон ниже уровня свободной энергии. Таким образом, плотность вещества, в котором появляется нейтрон, должна быть порядка ядерной плотности, чтобы иметь эквивалентные энергии связи и подавление распадов.

Плотности плазмы в солнечном ядре на порядок меньше ядерных плотностей, необходимых для участия нейтрона в плазме. После образования он распадается на протон, электронное нейтрино и электронное антинейтрино. Никакие свободные нейтроны не выживают более нескольких минут, чтобы оказать существенное влияние на процессы синтеза.

Чтобы немного углубиться в энергии, доступные в солнечной плазме, температура ~ 1,5x10 ^ 7 градусов по Кельвину с использованием коэффициента преобразования 8,6 x 10 ^ -5 эВ получается как

~ 1,3 кэВ.

Для того чтобы при рассеянии электрона в такой плазме на протоне образовался нейтрон, только хвостовой конец распределения электронов может иметь энергии, необходимые для рождения нейтрона: разность масс протона и нейтрона ~1,4 МэВ и, кроме того, нейтрино заберет часть энергии.

Небольшое количество нейтронов, произведенных из хвоста электронно-протонного энергетического распределения, будет дополнительно уменьшено распадом нейтрона. Таким образом, в плазме не будет стабильного подмножества нейтронов, даже если не учитывать тот факт, что при столкновении с протоном существует большая вероятность связывания с дейтроном и, таким образом, выхода из гипотетического «газа».

Привет, Анна, я не уверен, что это отвечает на вопрос. Пока время жизни нейтрона не равно нулю, должна быть ненулевая равновесная плотность нейтронов. Роб спрашивает, что это за концентрация.
@JohnRennie Я немного уточнил.
@annav Я знаю, что нейтрон нестабилен; Я имел в виду население в условиях векового равновесия .
чтобы получить числа, нужно было бы взять распределение Максвелла для электронов и протонов и оценить числа с достаточной энергией, чтобы иметь вероятность создания пары нейтрино нейтрино. Это из хвоста распределения и дополнительные порядки теряются из-за слабого взаимодействия для этой реакции. ( physicsnet.co.uk/a-level-physics-as-a2/particles-radiation/… диаграмма Фейнмана) Таким образом, количество генерируемых нейтронов будет очень небольшим. (10^-24) к 1 сильного взаимодействия (синтеза) только константами связи.

Вот очень грубое предположение, просто чтобы дать вам возможность поиграть и предложить другим улучшить предположение.

Цепочка pp начинается, когда два протона соединяются и образуют дейтрон в результате слабого распада. Но в этом процессе есть некоторая ненулевая вероятность того, что вместо дейтрона вы получите протон и свободный нейтрон. Соотношение скоростей этих двух процессов угадать очень трудно. Это будет зависеть от деталей состояния дипротона (несвязанного), которых я не знаю. Но предположим, что мы говорим об отношении 10 3 ± 1 просто чтобы было во что поиграть. То есть, наугад, я говорю, что один из каждых 100-10000 слабых распадов при столкновении приводит к свободному нейтрону вместо дейтрона. Есть 3,7 × 10 38 протонов, слитых в секунду, так что это говорит о том, что скорость образования свободных нейтронов равна р "=" 0,001 × 2 × 10 38 в секунду. Время жизни нейтрона т "=" 878 с, поэтому мы получаем равновесие ( Н "=" р т ) когда есть 2 × 10 38 ± 1 нейтроны на Солнце. Речь идет о 10 − 19 раз больше числа протонов.

Поскольку это так мало, можно также рассмотреть реакцию захвата электрона

п + е → н + ν е
У меня нет под рукой поперечного сечения, но, поскольку это слабый распад, я ожидаю, что он похож на распад, но без кулоновского барьера, поэтому 10 5 раз больше. Однако при дефиците энергии 1,4 МэВ невозможно получить требуемую энергию из хвоста теплового распределения. Прежде чем они термализуются, в нее должны быть вовлечены быстрые электроны или протоны из какой-то другой реакции. Поэтому я ожидаю, что он невелик по сравнению с другим вкладом, но я хотел бы еще раз подчеркнуть, что в этом ответе есть дикое предположение.

Свободные нейтроны в ядре Солнца?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v