Нейтронизация вследствии взрыва SN

Вследствие взрыва в звезде выделяется много энергии, к-рая расходуется на нагревание окружающей массы газа. Поэтому по законам газового состояния резко возрастает давление газа, нарушается равновесие между наружными слоями звезды и слоем, где произошел взрыв. Наружная оболочка звезды начинает расширяться. При этом резко возрастает излучающая поверхность звезды, вследствие чего увеличивается ее световая отдача, т. е. светимость. Это наблюдается как повышение блеска звезды. По мере расширения наружных слоев их плотность быстро убывает, поэтому радиус фотосферы или зоны, непрозрачной для непрерывного излучения звезды, растет значительно медленнее, чем радиус расширяющейся оболочки. Наступает момент, когда радиус фотосферы достигает максимальной величины, а затем начинает отступать в глубь оболочки. Поскольку при этом площадь излучающей поверхности быстро сокращается, блеск звезды, достигнув максимума, начинает падать. Ну и при возрастании радиуса фотосферы ее температура систематически убывает, так как фотосфера - это близкие к наружным более холодные слои оболочки. Но характер изменения блеска в гораздо большей степени зависит от изменения размеров поверхности излучающей оболочки, чем от изменения температуры. Cпектральные исследования и кривая блеска новой указывают на более сложный характер явлений, протекающих в оболочке уже после достижения звездой максимального блеска. По мере расширения оболочки новой звезды ее плотность уменьшается, линии поглощения становятся слабее и исчезают: сначала самые слабые, а после всех - самые заметные. Наступает небулярная стадия. Но это происходит не сразу после достижения максимума блеска. Вскоре после максимума блеска в спектре новой появляются кроме линий поглощения главного спектра, принадлежащих главной оболочке звезды, еще линии поглощения диффузно-искрового, а впоследствии и орионова спектра. Линии диффузно-искрового спектра сильнее смещены в фиолетовую область, что свидетельствует о том, что слои вещества, образующего эти линии, удаляются от звезды со скоростью в 1.5-2.5 раза большей, чем скорость главной расширяющейся оболочки новой звезды. Скорость расширения вещества, образующего орионов спектр, бывает еще более высокой. Нейтронизация начинается с фазы горения углерода,т.е. , начиная с этой фазы основным излучением звезды становится нейтринное. Именно с испусканием нейтрино связаны последующие фазы горения и сжатия звезды. С началом выхода нейтрино резко сокращается время горения звезды.коллапс Зв. сопровождается дополнительным образованием нейтрино за счёт двух процессов. Первый – это известный в ядерной физике процесс фоторасщепления атомных ядер – распад тяжёлого ядра на более лёгкие с образованием нейтронов и поглощением энергии, а нейтроны , образующиеся в этой реакции, распадаются и образуют антинейтрино. Кроме того, ещё одним источником антинейтрино в момент коллапса звезды является захват электронов протонами или тяжёлыми ядрами.Но не все нейтрино выходят ихз коллапсирующей Зв. , часть из них “запираются” внутри неё. Образуется “нейтриносфера” звезды.надо так же отметить, что “процесс коллапса звезды с образованием нейтриносферы ” есть очень сложный процесс с физической точки зрения и требует компютерного моднлирования Отметим здесь лишь то, что “освобождение” нейтрино из коллапсирующей звезды связано, вероятно, с образованием и прохождением ударной волны через нейтриносферу. Расчёты показывают, что “запертые” нейтрино высвобождаются за очень короткое время – не более 10 миллисекунд. При этом нейтрино уносят примерно 5% энергии взрыва.Телескопы для нейтрино низких энергий могут зарегестрировать нейтрино от SN,за несколько секунд , буквально , до взрыва будет освобождаться больше энергии , чем за всё жизнь Зв. и большая часть энергии уносится нейтрино , для них характерна энергия порядка 15*10(6)эВ , деткторы с массой в несколько тон , может регистрировать нейтрино , от взрыва SN , к-рый происходит , ну например, на др. стороне галактики.Для наблюдения такой ожидаемой SN- создано несколько телескопов для детектировании нейтрино низких энергий . Не вдаваясь детально в подробности, всё ж необходимо припомнить , что в нашем случае интерсны будут нейтрино именно высоких энергий , к-рые превышают 10(11)эВ, ну здесь приведённый пример( можно это считать частным случаем) DUMAND, как раз может регистрировать такие нейтрино…. Нейтринная астрономия сверхновой .В ушедшем ХХ веке наблюдался взрыв SN1987A и впервые в истории были осуществлены экспериментальные наблюдения “живых” нейтрино от этого объекта. Действительно, нейтринные импульсы были зарегистрированы на нескольких детекторах: на японских установках Kamiokande II и IMB, под горой Монблан, в Италии. Детекторы в установках были разными: в японских использовались водные черенковские детекторы, а в установках на Монблане – жидкие сцинтилляторы.Основной нейтринный импульс был зарегистрирован спустя всего несколько часов после наблюдения оптической вспышки. Это стало свидетельством в пользу компактности объекта. По величине потока нейтрино была оценена мощность взрыва. Она оказалась равной 3.10(58 )эрг.…. .На этом рождение новых нейтрино не заканчиваются.В результате взрыва SN чаще всего рождаются NS и ВН Для н.з.характерен следующий диапазон1.4Mo<(=)М(=)<2.5Mo, но верхний предел этого диапазона- так называемая масса Оппенгеймера-Волкова плохо известна, но поагают, что выше этого предела образуется ВН Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 2,5M о- остается плотное нейтронное ядро (н. з.) с массой ~ 1.6Mо . В звездах с остаточной массой M > 1,4M о, не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности.Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой. Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при к-рых электроны и протоны как бы “вдавливаются” друг в друга и в результате реакции : р+е(-)--.>n+ve. после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны. Т.е. происходит нейтронизация( по общему принципу это можно описать так) : на заключит, стадиях звёздной эволюции в недрах звёзд могут возникать условия, когда кинетич. энергия теплового движения электронов в горячих массивных звёздах или энергия Ферми электронов в вырожденных ядрах звёзд начинают превышать М. п. электронов. Возможное наличие у нейтрино малой (~30 эВ) М. п. практически не проявляется в нейтринных процессах в звёздах, поскольку характерные энергии нейтрино в таких процессах значительно превышают величину М. п. Нейтронизация - процесс перехода вещества звёзд в нейтронное состояние на заключительных стадиях эволюции звёзд(в том числе при взрыве SN).1-й этап увеличения относительной доли нейтронов связан с водородными термоядерными реакциями 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 альфа частиц (ядер гелия).На заключит. стадиях эволюции звёзд плотность вещества сильно возрастает и электронный газ становится вырожденным. 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: (A, Z)+e--->(A, Z-1)+v .Энергетич. порог реакции(<A, Z)+e--->(A, Z-1)+v( ф-ла 1) ,как правило, велик, поэтому только при высоких плотностях вещества, характерных для конечных стадий эволюции звёзд, энергия Ферми электронов может превысить критическую величину ес порог Н.: eF >ec=QA,Z-1+Qn( ф-ла 2) где - энергия Ферми без учёта энергии покоя электрона, QA,Z - энергия связи ядра (A, Z), aQn=(mn-mp-me)*c(2) энергия бета-распада нейтрона.При eF >ec= QA,Z-1+Qn реакция(A, Z)+e--->(A, Z-1)+vв к-рую вступают электроны 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 eFзаняты, а энергии электронов в бета-распадах не превышают ec. 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 epsilon e ,epsilonc такое, что уменьшение Ne в( ф-ла 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,eF и Ne от плотности медленно сжимающегося и нейтронизующегося вещества имеют ступенчатый вид: пологие, почти горизонтальные, участки соответствуют протеканию (формула1), а крутые подъёмы - временному прекращению Н. до того момента, пока не достигнет нового возросшего порога Н.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 eF~ec эти повторные реакции явл. неравновесными (в термодинамич. смысле). В них исчезают электроны с такими энергиями, что разность eF-ecв среднем составляет заметную долю от eF 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.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: ( A,Z)+e-_-->(A-k,Z-1)+kn+vПри 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. При рассмотрении Н. вещество можно считать холодным, если дополнительно kT<<eF-ec 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 (A,Z-1)-->(A,Z)+v~( №4)
Во-вторых, появляются позитроны, и, хотя их концентрация невелика, реакция e(+)(A,Z)--->(A,Z)+v~(№5) Втретьих, при темп-рах, превышающих 5*10(9)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).В результате нейтронизации возникает ,т. н. ,н. з., плотность к-рой достигает 10(14) - 10(15) г/см3. Характерный размер н. з. 10 - 15 км.Структура нейтронки с массой 1,4 Мо и радиусом 10( и не выше 16 км): I - тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. Далее идут слои II и III ядра расположены в виде объемно-центрированной кубической решетки. Область IV состоит в основном из нейтронов. В области V вещество может состоять из пионов и гиперонов, образуя адронную сердцевину нейтронной звезды.

https://graniru.org/Society/Science/m.133575.html http://pos.sissa.it/archive/conferences/060/008/SUPERNOVA_008.pdf http://star.arm.ac.uk/~csj/research/ehestars.html http://www.popmech.ru/article/2021-kosmicheskie-bombyi/

а дальше что? я спрашиваю - дальше что? куда это приткнуть? к практике или к "просто интересно, как устроен мир"?

Простите мне,Дентон,но я очень надеюсь,что больше не Вы,и никто другой не будет задавать до глупости наивных вопросов

http://nature.kz/eko_tech/docs/2/2_filkam.pdf (это не только Вас касается,поэтому "без обид")Смотрите эту ссылку.