Was passiert mit Protonen und Elektronen, wenn sich ein Neutronenstern bildet?

Was passiert mit Protonen und Elektronen, wenn sich ein Neutronenstern bildet? Irgendwann überwindet die Schwerkraft das Pauli-Ausschlussprinzip (nehme ich an) und sie werden alle zusammen gezwungen. Was passiert dabei?

Ich würde nicht sagen, dass die Schwerkraft das Pauli-Ausschlussprinzip überwindet, da es sich um eine Idee handelt. Die Schwerkraft drückt alle Teilchen zusammen, sodass keine Quantenzustände mehr existieren.
@LDC3-Quantenzustände existieren immer, unterschiedlich für verschiedene Randbedingungen
@annav Also werden die Quantenzustände für normale Materie in einen anderen Satz von Quantenzuständen für komprimierte Materie umgewandelt (wobei RobJeffries angab, dass die Elektronen entartet sind)? Ist das nicht so, als würde man sagen, dass die Theorien für normale Materie nicht mehr gelten und eine neue Reihe von Theorien verwendet wird? Oh, ich hätte sagen sollen, dass die Quantenzustände für normale Materie (und Theorien) nicht länger lebensfähig sind.
@LDC3 ja, normale Sache wäre richtig. Neue Lösungen sind erforderlich, aber der Rahmen ist immer noch quantenmechanisch.
Tatsächlich sind die Quantenzustände identisch und sie haben eine Dichte von 8 π p 2 / h 3 , wo p ist der Impuls, ob es sich um ein perfektes Gas oder ein entartetes Gas handelt. Alles, was sich ändert, ist die Art und Weise, wie sie gefüllt werden.

Antworten (2)

Es ist das Pauli-Ausschlussprinzip, das tatsächlich die Bildung eines „Neutronen“-Sterns ermöglicht.

In einem „normalen“ Gas aus Protonen und Elektronen würde nichts passieren – wir nennen das ionisierten Wasserstoff! Wenn Sie jedoch drücken, passieren viele interessante Dinge. Das erste ist, dass die Elektronen "entartet" werden. Das Pauli-Ausschlussprinzip verbietet es, dass mehr als zwei Elektronen (ein Spin nach oben, das andere nach unten) denselben Impuls-Eigenzustand einnehmen (Teilchen in einer Box besetzen quantisierte Impulszustände).

In diesem Fall "füllen" die Elektronen die Zustände mit niedrigem Impuls/niedriger Energie auf und werden dann gezwungen, Zustände mit zunehmend höherem Impuls/Energie zu füllen. Die Elektronen mit großem Impuls üben folglich einen Entartungsdruck aus, und es ist dieser Druck, der weiße Zwergsterne trägt.

Wenn die Dichte noch weiter erhöht wird, werden die Energien entarteter Elektronen an der Spitze der Impuls-/Energieverteilung so groß, dass sie in der Lage sind, mit Protonen (über die schwache Kernkraft) in einem Prozess zu interagieren, der als inverser Beta-Zerfall (manchmal bezeichnet als als Elektroneneinfang, wenn das Proton Teil eines Kerns ist), um ein Neutron und ein Neutrino zu erzeugen.

p + e → n + v e
Normalerweise findet dieser endotherme Prozess nicht statt, oder falls doch, zerfällt das freie Neutron wieder in ein Proton und ein Elektron. Bei den Dichten in einem Neutronenstern können die entarteten Elektronen jedoch nicht nur genügend Energie haben, um diese Reaktion auszulösen, ihre Entartung verhindert auch, dass Neutronen wieder in Elektronen und Protonen zerfallen. Dasselbe gilt auch für die Protonen (auch Fermionen), die bei Neutronensterndichten ebenfalls entartet sind.

Das Nettoergebnis ist ein Gleichgewicht zwischen inversem Beta-Zerfall und Beta-Zerfall. Wenn zu viele Neutronen erzeugt werden, hinterlässt der Abfall der Elektronen-/Protonendichte Löcher an der Spitze ihrer jeweiligen Energieverteilung, die durch zerfallende Neutronen gefüllt werden können. Wenn jedoch zu viele Neutronen zerfallen, haben die Elektronen und Protonen an den Spitzen ihrer jeweiligen Energieverteilung genügend Energie, um neue Neutronen zu erzeugen.

Mathematisch wird dieses Gleichgewicht ausgedrückt als

E F , p + E F , e = E F , n ,
wobei dies die "Fermi-Energien" der entarteten Protonen, Elektronen bzw. Neutronen sind und wir die zusätzliche Einschränkung haben, dass die Fermi-Impulse der Elektronen und Protonen identisch sind (da ihre Anzahldichten gleich wären).

Bei Neutronensterndichten (wenige × 10 17 kg/m 3 ) ist das Verhältnis von Neutronen zu Protonen in der Größenordnung von 100. (Die Anzahl der Protonen ist gleich der Anzahl der Elektronen).

Diese Berechnung geht von idealen (nicht wechselwirkenden) Fermiongasen aus. Bei noch höheren Dichten (Kerne von Neutronensternen) verändert die starke Wechselwirkung zwischen Nukleonen in der asymmetrischen Kernmaterie das obige Gleichgewicht und bewirkt, dass das n / p-Verhältnis auf näher an 10 abnimmt.

Die Implikation ist also, dass wir, wenn wir einen Kubikmeter Neutronium von einem Neutronenstern entfernen und in den freien Weltraum bringen könnten, eine sehr große Explosion bekommen würden, wenn Neutronen zerfallen und Energie freisetzen?
@DirkBruere Die Explosion würde nur durch die Druckentlastung verursacht. Der Neutronenzerfall wird durch die schwache Kraft moderiert und ist langsam. Die Halbwertszeit eines freien Neutrons beträgt 10 Minuten!
OK - fügen wir ein paar Zahlen hinzu. Wir haben 10^17 kg Neutronen, was bedeutet, dass wir alle 10 Minuten einen Zerfall von etwa 10^16 kg oder etwa 10^13 kg pro Sekunde bekommen. Das sind etwa 10^40 Neutronen/Sekunde. Wenn jeder 0,7 MeV freisetzt, erhalten wir ungefähr 10 ^ 45 eV, was ungefähr 10 ^ 26 J / s oder ungefähr 10 ^ 11 Megatonnen entspricht einer nuklearen Explosion. Was ziemlich viel ist.
@DirkBruere Eigentlich eher so 5 × 10 16 kg Neutronen in den ersten 10 Minuten. Da es sich um einen exponentiellen Zerfall handelt, sind mehr als die Hälfte davon ( 2.5 × 10 16 kg) wird in den ersten 210 Sekunden (ungefähr) zerfallen sein.
@DirkBruere Mein Fehler - die kinetische Energiedichte der Neutronen ist 3 × 10 32 Jm − 3 . dh jedes Neutron hat ∼ 30 MeV von KE und einer Geschwindigkeit von ∼ 0,2 c . Daher ist das durch den Beta-Zerfall freigesetzte und größtenteils in KE von Elektronen und Protonen umgewandelte ~ 1 MeV eine geringfügige Störung (obwohl es beeindruckend ist).

Nun, lassen Sie uns in einer ganz normalen Perspektive darüber sprechen. Wenn ein Hauptreihenstern seinen Treibstoff verliert, muss er anfangen, schwerere Elemente zu kombinieren, richtig? Wasserstoff verschmilzt also zu Helium. Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff. Für Sterne wie die Sonne hat sie also genug Schwerkraft, um die Heliumfusion auszulösen. Infolgedessen wird der Kern des Sterns zerkleinert, bis der Kohlenstoff geschmolzen ist und der Elektronenentartungsdruck einsetzt, um den Kohlenstoffkern in Form eines Weißen Zwergs zu halten. Bei größeren Sternen hat die Gravitation genug Kraft, um diesen Elektronenentartungsdruck zu überwinden und ihre Bahnen zu brechen, um die Elektronen in den Atomkern zu drücken. Hier übernimmt die starke Kernkraft und die Elektronen und Protonen verbinden sich zu u Neutronen, Neutrinos und Gammastrahlen. Wenn der Stern groß genug ist, kann er die Neutronen sogar zermalmen und endet schließlich als Schwarzes Loch. Es gibt jedoch auch ein anderes Phänomen, das als Hypernova bekannt ist. Wo ein Stern etwa 200-mal so massereich ist wie die Sonne, wenn er zur Supernova wird, wird kein Überrest übrig bleiben.

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