Es ist bekannt, dass freie Neutronen einen Beta-Zerfall mit einer Halbwertszeit von etwas über 10 Minuten durchlaufen . Die Bindung mit anderen Nukleonen stabilisiert die Neutronen in einem Atomkern, aber nur, wenn der Anteil an Protonen hoch genug ist (mindestens ein Drittel oder so). Aber was hält einen Neutronenstern stabil gegen Beta-Zerfall? Anscheinend ist dies ein zusätzlicher Druck aufgrund der Schwerkraft im Gegensatz zum "Unterdruck" der Protonen-Coulomb-Abstoßung in einem Kern, aber woher wissen wir, dass dies ausreicht, um die entartete neutronische Flüssigkeit zu stabilisieren?
Ich kenne eine eng verwandte Frage , bin aber mit den Antworten dort nicht wirklich zufrieden. Hier gibt es viele schillernde Details , aber ich suche nach einer Antwort, die für einen 8-Jährigen mit erhöhter Neugier auf Astrophysik geeignet ist.
Energieerhaltung und der elektronenentartete Druck.
Damit das Neutron zerfallen kann, müssen Sie haben
In beiden Fällen wird dieses Elektron in der Nähe bleiben, aber zusätzlich zu den Neutronen, die sich in einem entarteten Gas befinden, sind die wenigen verbleibenden Elektronen auch entartet, was bedeutet, dass das Hinzufügen eines neuen es erfordert, ihm einen Impuls über die Fermi-Oberfläche zu geben, und die Energie ist Nicht verfügbar.
In einem Neutronenstern gibt es meistens "freie" Neutronen und die Frage ist dann, warum sie nicht alle in Elektronen und Protonen zerfallen.
Nun, einige von ihnen tun das, aber der Punkt ist, dass, wenn sich die Anzahl der Elektronen (oder Protonen, es gibt jeweils die gleiche Anzahl) aufbaut, sie entartet werden (was bedeutet, dass nicht mehr als zwei Elektronen [Spin-up und Spin-down] können denselben Impuls-/Energiezustand einnehmen und alle Energiezustände bis zu einer mit der Elektronendichte zunehmenden "Fermi-Energie" aufgefüllt werden) und ihre Fermi-Energien steigen. Bei einer gewissen Schwellenzahldichte übersteigt die Fermi-Energie des Elektrons die maximale Energie des Elektrons, die durch beta-zerfallende Neutronen erzeugt werden kann. An diesem Punkt hört der Beta-Zerfall so ziemlich auf, weil es keine verfügbaren Zustände gibt, die durch das Zerfallselektron gefüllt werden können, und es wird ein Gleichgewicht zwischen gelegentlichen Beta-Zerfällen und inversen Beta-Zerfällen hergestellt, so dass die Fermi-Energien der Spezies miteinander in Beziehung stehen
Es ist nicht so, dass dies nur ein Gleichgewichtszustand ist, bei dem die Hälfte der Neutronen in einem Neutronenstern in 10 Minuten zerfallen, aber mit der gleichen Geschwindigkeit durch einen inversen Beta-Zerfall ersetzt werden. Die Beta-Zerfalls- und inversen Beta-Zerfallsreaktionen werden stark unterdrückt (zumindest wenn das Neutronen-zu-Protonen-Verhältnis > 8 ist), da es (in entarteten Gasen) nicht möglich ist, bei diesen Reaktionen gleichzeitig sowohl Energie als auch Impuls zu erhalten, sobald der Gleichgewichtszustand erreicht ist erreicht, und so müssen andere Prozesse mit Bystander-Partikeln (modifizierter URCA-Prozess, MURCA) aufgerufen werden, die viel weniger effizient sind (siehe Was ermöglicht es dem modifizierten Urca-Prozess, bei der Neutronensternkühlung mit geringerer Dichte als direkter Urca zu arbeiten? ).
Eine schnelle Rechnung ist sehr aufschlussreich. Wenn der MURCA-Prozess läuft, erzeugt dieser eine Neutrino-Leuchtkraft von etwa W in einem typischen Neutronenstern bei Innentemperaturen von K ( Framan & Maxwell 1979 ). Jedes Neutrino/Anti-Neutrino hat eine Energie und da sind Neutronen in einem Neutronenstern. Für jeden Beta-Zerfall eines Neutrons im MURCA-Prozess werden ein Neutrino und ein Anti-Neutrino erzeugt; daher ist die Lebensdauer eines typischen Neutrons Sekunden (bzw Jahre). Wenn der URCA-Prozess möglich wäre und Neutronen in einer Zeitskala von 10 Minuten zerfallen, dann würde die Abkühlungszeitskala eines Neutronensterns Sekunden betragen, da jedes Neutron in einem entarteten Gas eine hat von thermischer Energie.
In Neutronensternen gibt es einen Beta-Zerfall. Dies ist die einfache Antwort. Da ein Neutronenstern elektrisch neutral ist, gibt es die gleiche Menge an wie Zerfall, das nennt man chemisches Gleichgewicht.
Das bedeutet, jedes Mal, wenn ein Neutron zerfällt, fängt ein Proton (im Durchschnitt) ein Elektron ein und der Stern bleibt stabil.
Benutzer4552
Slawen