anihilacja antymaterii w gwiazdach

Elektrony anihilują z pozytonami wytwarzanymi w procesach fuzji w gwiazdach. Która interakcja cząstek wytwarza nowe elektrony, tak że słońce nie wyczerpuje elektronów? A może dzieje się coś jeszcze?

Regularne cykle fuzji w gwiazdach wytwarzają neutrina i pozytony jak produkty uboczne. Pozytrony anihilują z elektronami, które już są w plazmie gwiazdy, aby wytworzyć światło, które ostatecznie widzimy. Jak te elektrony są zastępowane?

antimatter

— Josh Bilak
źródło

Być może mylisz regularną fuzję (która zachodzi w regularnych gwiazdach takich jak Słońce) z gwiazdami produkującymi pary - olbrzymimi gwiazdami o tak dużej gęstości energii w rdzeniach, że spontanicznie wytwarzają pary elektron-pozyton.

— antlersoft

— Josh Bilak

W komentarzu do twojego pytania wstawiłem twoje wyjaśnienie. Nie chcę usuwać potencjalnie ważnych znaczeń, ale myślę, że tekst powinien być teraz jakoś wyraźniejszy. Możesz go edytować, aby zawierał dokładnie to, co chcesz wiedzieć.

— peterh - Przywróć Monikę

Odpowiedzi:

Łańcuch protonów ostatecznie przekształca cztery protonów w jeden helu jądra. Ładunek 4 protonów został zrównoważony przez 4 elektrony, ale hel zawiera 2 protony (i 2 neutrony), więc potrzebuje tylko 2 elektronów do zrównoważenia.

Jak zauważyłeś, proces konwersji protonu do neutronu uwalnia pozyton (i neutrino elektronowe) i ten pozytron szybko anihiluje z elektronem.

Oto schemat z tej strony Wikipedii głównego łańcucha pp.

Tak więc proces zużywa 6 protonów i emituje 2 protony, jądro helu i 2 pozytony (plus kilka neutrin) oraz kilka fotonów gamma. Pozytony anihilują z 2 elektronami, uwalniając więcej fotonów gamma (zwykle 2 lub 3 sztuki, w zależności od wyrównania spinów pozytonu i elektronu).

Jeśli zsumujesz wszystko, zobaczysz, że bilans ładunku elektromagnetycznego pozostaje niezmieniony.

Zaczęliśmy od 4 protonów, które są zrównoważone przez 4 elektrony znajdujące się w pobliżu w plazmie rdzenia gwiazdowego. (Możemy zignorować pośrednią parę wodoru, która ostatecznie jest ponownie emitowana). W efekcie powstaje jądro helu, które potrzebuje tylko 2 elektronów, aby uzyskać równowagę elektryczną, więc jeśli te 2 elektrony nie zostaną anihilowane, gwiazda wytworzy nadmiar ładunku ujemnego.

— PM 2 Ring
źródło

To wyjaśnia, w jaki sposób nie jest naruszana konserwacja ładunku i zapewnia więcej szczegółów w całym procesie, ale jeśli ciągle tracimy te pary elektronów, o których wspomniałeś, to w jaki sposób gwiazda ma elektrony po miliardach lat spalania? czy są przywracane do cyklu z reakcji neutronowej na proton / elektron / neutrino? Jeśli tak, co to powoduje? Jeśli nie, to czy zachodzi coś innego, co daje elektrony?

— Josh Bilak

@Josh Nie, elektrony są zasadniczo pochłaniane przez proces tworzenia neutronów. Ale dlaczego to jest problem? Gwiazda na ogół spala mniej niż 50% pierwotnego zapasu wodoru przez cały okres swojego życia.

— PM 2, Ring

10^{26}

$10^{26}$

Zatem nukleosynteza gwiazd stopniowo zmniejsza liczbę elektronów i protonów we wszechświecie, ale zwiększa liczbę neutronów. Kiedy powstaje gwiazda neutronowa, cała wiązka protonów + elektronów jest szybko przekształcana w neutrony (plus neutrina). W niektórych bardzo dużych gwiazdach wysokoenergetyczne promienie gamma tworzą pary elektron + pozyton, ale wkrótce anihilują, tworząc więcej gamma, a proces ten nie trwa długo, ponieważ takie gwiazdy wkrótce eksplodują w supernowej o niestabilności pary , która całkowicie rozbija je na strzępy.

— PM 2Ring

@JoshBilak Myślę, że chodzi o to, że tak, gwiazda zużywa swoje elektrony, ale dokładnie w takim samym tempie, w jakim zużywa protony; pozostają w równowadze. Nie ma więc możliwości, aby gwiazda „skończyła się” elektronom; aby to zrobić, musiałby również przekształcić każdy proton w neutron, co oczywiście się nie zdarza.

— Ben

Nie są zastępowane.

Fuzja w zwykłych gwiazdach oznacza w rzeczywistości wiele procesów, w których neutrina biorą udział najczęściej:

$p + p \rightarrow D + \nu_e + e^+$
$T \rightarrow He_3 + \nu_e + e^+$

$e^- + e^+ \rightarrow 2 \gamma$

$c$ , ale cząstki powstałe nie są, więc aby zachować impuls, potrzebujemy kogoś, kto odbierze nadmiar impulsu - wymaganie to znacznie zmniejsza prawdopodobieństwo tej reakcji ).

$\beta^+$ $\nu_e$ ).

W procesach jądrowych gwiazd wygląda wynik netto reakcji tworzącej / niszczącej elektrony $n \rightarrow p + e + \nu_e$ lub $p \rightarrow n + \overline{\nu_e} + e^+$ lub ich odwrotność. Uwaga: są to tylko wyniki netto, rzeczywiste procesy są bardziej złożone (z udziałem kwarków i bozonów pośrednich słabego oddziaływania ( $W^+$ , $W^-$ , $Z^0$ )). Możemy powiedzieć, jakby neutrony rozpadły się na protony lub elektrony (lub na odwrót), lub że protony rozpadłyby się na pozyton i neutron (lub na odwrót).

Za każdym razem, gdy powstaje elektron, wraz z nim powstaje również antyneutrino elektronowe. Ważne jest to, że oba pozostają takie same:

liczba leptonem (całkowita liczba elektronów i neutrinów elektronów antycząstkami liczyć negatywnie)
i ładunek elektryczny (elektron: -1, pozyton: +1, proton: +1, neutron: 0, neutrina: 0)

Wszystkie reakcje w gwiazdach zachowują te prawa.

Gwiazdy Ps łączą głównie wodór z cięższymi pierwiastkami. Wodór nie ma neutronów, tak jak wszystkie cięższe pierwiastki (zazwyczaj wraz ze wzrostem liczby protonowej jąder rośnie także stosunek neutronów). Tak więc długoterminową tendencją jest to, że liczba elektronów i protonów maleje w gwiazdach, podczas gdy liczba neutronów rośnie. Nic ich nie zastępuje. Ostatecznym końcem, który jest możliwy tylko w większych gwiazdach (znacznie większych niż Słońce), są gwiazdy neutronowe, które mają bardzo niewiele elektronów (i protonów), a gwiazda jest w większości dużą kulą neutronową.

— peterh - Przywróć Monikę
źródło

Tak więc elektrony znajdujące się już w plazmie gwiazdowej oddziałują z pozytonami pochodzącymi z reakcji p → n + νe + e +. Anihilacja do promieniowania gamma nie powoduje, że elektrony są „niszczone”? Jeśli tak, to elektrony pierwotnie w gwieździe z mgławicy, z której się utworzyły, skończyłyby się w końcu, gdyby jakakolwiek inna powszechna reakcja w gwieździe nie zapewniła więcej. czy reakcja n → p + ve + e je uzupełnia? Rozumiem, że gwiazda nie narusza praw konserwatorskich. Czy możesz wyjaśnić, nie w jaki sposób zachowany jest ładunek, ale w jaki sposób faktyczne elektrony pozostają w gwieździe.

— Josh Bilak

@JoshBilak Nie, elektron + pozyton tworzy dwa fotony gamma. Nie wyjaśniłem tej wersji w poście, ale nie zrobiłem tego. Tak, anihilacja niszczy elektrony, ale niszczy również tę samą liczbę pozytonów. Gwiezdna plazma jest zupą wielu cząstek, a anihilacja pozytonów elektronami ma bardzo duże prawdopodobieństwo (w porównaniu z innymi reakcjami). Tak więc kilka stworzonych pozytonów żyje bardzo niewiele przed unicestwieniem (może około nanosekund). Ale nie jest to ważne, ale to, że zarówno całkowita liczba leptonów, jak i całkowity ładunek elektryczny są zachowane w reakcjach.

— peterh - Przywróć Monikę

Ładunek jest konwertowany, ponieważ ponieważ szczegółowo opisujemy różne możliwe reakcje, wszystkie z nich, nie możemy znaleźć żadnej, która naruszałaby zachowanie ładunku. To, że elektrony nie są wyczerpane w gwieździe, nie byłoby ścisłym wymogiem. Surowym wymogiem jest zachowanie zarówno ładunku, jak i liczby leptonów. Elektrony pozostają tylko dlatego, że tylko w ten sposób zachowują prawa zachowania. Ale jest wyjątek: istnieje jeden sposób, by gwiazda zniszczyła (prawie) wszystkie swoje elektrony: jeśli „połączą” swoje protony w neutrony. To także niszczy (prawie) wszystkie

— peterh - Przywróć Monikę

protony w nim (i tworzy tak ogromną masę neutrin, że możemy je wykryć w odległości miliardów lat świetlnych). Uwaga: jak napisałem w poście, rzeczywista reakcja jest bardziej złożona, tylko wynik netto jest taki, że elektron + proton -> neutron + neutrino! Dzieje się tak w przypadku wybuchów supernowych. W rezultacie zupa protonów i elektronów staje się neutralną kulą neutronów. To jest gwiazda neutronowa. Ostatni, jaki widzieliśmy, wydarzył się w 1987 roku (dla nas tak naprawdę wydarzyło się wiele tysiącleci temu).

— peterh - Przywróć Monikę

Słońce jest zbyt mało, aby stać się gwiazdą neutronową, ale większe gwiazdy mogą. Problem polega na tym, że neutron ma nieco większą masę niż proton, dlatego zbyt wiele neutronów nie lubi istnieć razem w gwieździe. Wolny neutron rozpada się na proton + elektron + neutrino z około 20 minutowym okresem półtrwania, w niektórych jądrach bogatych w neutrony mogą istnieć dłużej (na przykład tryt ma 1 proton i 2 neutrony, rozpada się z 12-letnim okresem półtrwania), ale tylko procesy jądrowe nie mogą wytworzyć zbyt dużej liczby neutronów. Gwiazdę neutronową można utworzyć tylko wtedy, gdy istnieje coś, co „kompresuje” protony

— Peter - Przywróć Monikę

Kradnę trochę od innych odpowiedzi, tylko po to, aby wyjaśnić tutaj punkt. Poniżej nie jest dokładnie tak, jak to wszystko się dzieje, ale powinno wyjaśnić, w jaki sposób elektrony i pozytony są zrównoważone.

Kluczem do odpowiedzi jest ta część reakcji: dwa atomy wodoru stają się jednym atomem wodoru. Atom wodoru składa się z jednego elektronu i jednego protonu oraz zera lub więcej neutronów. Teraz na tym etapie, w jednym atomie wodoru proton przechodzi w neutron, emituje pozyton, który z kolei może unicestwić elektron tego atomu wodoru. W ten sposób powstaje atom wodoru (z jednym protonem i jednym neutronem i jednym elektronem) i dwoma promieniami gamma.

— tuomy
źródło