annientamento dell'antimateria nelle stelle

Gli elettroni si annichilano con i positroni prodotti attraverso i processi di fusione nelle stelle. Quale interazione tra particelle produce nuovi elettroni in modo che il sole non si esaurisca di elettroni? O sta succedendo qualcos'altro?

Cicli di fusione regolari nelle stelle producono neutrini e positroni come da prodotti. Quei positroni si annichilano con elettroni che sono già lì nel plasma della stella per produrre la luce che alla fine vediamo. Come vengono sostituiti quegli elettroni?

antimatter

— Josh Bilak
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Potresti confondere la fusione regolare (che accade nelle stelle normali come il sole) con le stelle di produzione di coppie - stelle enormi con una densità di energia così elevata nei loro nuclei che producono spontaneamente coppie elettrone-positrone.

— antlersoft,

— Josh Bilak,

Ho inserito il tuo chiarimento in commento nella tua domanda. Non voglio rimuovere significati forse importanti, ma penso che il testo dovrebbe essere reso ora in qualche modo più chiaro. Sentiti libero di modificarlo, per farlo dire esattamente quello che vuoi sapere.

— Peter - Ripristina Monica il

Risposte:

La catena protone-protone alla fine converte quattro protoni in un nucleo di elio. La carica dei 4 protoni era bilanciata da 4 elettroni, ma l'elio contiene 2 protoni (e 2 neutroni), quindi ha bisogno solo di 2 elettroni per essere bilanciato.

Come fai notare, il processo di conversione di un protone in un neutrone rilascia un positrone (e un neutrino elettronico) e quel positrone si annichilisce rapidamente con un elettrone.

Ecco il diagramma da quella pagina di Wikipedia della catena di pp principale.

Quindi il processo effettivamente consuma 6 protoni ed emette 2 protoni, un nucleo di elio e 2 positroni (più un paio di neutrini) e un paio di fotoni gamma. I positroni si annichilano con 2 elettroni, rilasciando più fotoni gamma (di solito 2 o 3 ciascuno, a seconda degli allineamenti di spin del positrone e dell'elettrone).

Se aggiungi tutto, vedrai che il bilanciamento della carica elettromagnetica è invariato.

Abbiamo iniziato con 4 protoni, che sono bilanciati da 4 elettroni nelle vicinanze del plasma del nucleo stellare. (Possiamo ignorare la coppia intermedia di idrogeni che alla fine vengono riemessi). Finiamo con un nucleo di elio che necessita solo di 2 elettroni per essere bilanciato elettricamente, quindi se quegli altri 2 elettroni non fossero annichiliti, la stella accumulerebbe un eccesso di carica negativa.

— PM 2Ring
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Ciò chiarisce in che modo la conservazione della carica non viene violata e fornisce maggiori dettagli al processo complessivo, ma se perdiamo costantemente quelle coppie di elettroni che hai citato, come hanno gli elettroni dopo miliardi di anni di combustione? vengono riportati nel ciclo da una reazione neutrone a protone / elettrone / neutrino? Se è così, cosa lo innesca? In caso contrario, c'è un'altra reazione in corso che produce elettroni?

— Josh Bilak,

@Josh No, gli elettroni vengono essenzialmente consumati dal processo di creazione dei neutroni. Ma perché è un problema? Una stella generalmente brucia meno del 50% della sua fornitura originale di idrogeno per tutta la sua vita.

— PM 2Ring

@Josh Ricorda anche che la fusione dei pp è un processo molto lento. Il più delle volte quando 2 protoni si fondono nel diprotio, si fissano immediatamente in 2 protoni invece di trasmutare in un deuterone. Le probabilità che si verifichi la trasmutazione sono dell'ordine di 1 su e un tipico protone nel nucleo solare ha una durata media di un miliardo di anni prima di essere fuso con successo con l'elio. Questa è una buona cosa, poiché dà al Sole una lunga durata. Significa anche che per metro cubo, la produzione di energia del nucleo solare è all'incirca uguale alla produzione di energia di un cumulo di compost. :)

10^{26}

$10^{26}$

— PM 2Ring

Quindi la nucleosintesi stellare sta gradualmente riducendo il numero di elettroni e protoni nell'universo, ma aumentando il numero di neutroni. Quando si forma una stella di neutroni, un intero gruppo di protoni + elettroni viene rapidamente convertito in neutroni (più neutrini). In alcune stelle molto grandi, i raggi gamma ad alta energia creano coppie elettrone + positrone, ma presto si annichilano, creando più gamme, e quel processo non dura a lungo, poiché tali stelle esplodono presto in una supernova di instabilità di coppia , che totalmente li fa a pezzi.

— PM 2Ring

@JoshBilak Penso che il punto sia proprio che sì la stella sta esaurendo i suoi elettroni, ma esattamente alla stessa velocità che sta esaurendo i suoi protoni; rimangono in equilibrio. Quindi non c'è possibilità di finire con la stella "a corto" di elettroni; per farlo avrebbe anche dovuto convertire ogni singolo protone in un neutrone, il che ovviamente non accade.

— Ben

Non vengono sostituiti.

La fusione nelle stelle ordinarie significa in realtà molti processi, i neutrini sono coinvolti più comunemente in questi:

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

I positroni creati (molto) trovano rapidamente un elettrone che si annulla in due (a volte 3) fotoni gamma: . Come puoi vedere, rimangono sia la carica elettrica sia il numero leptonico (dettagliato sotto). Molto raramente possono anche essere creati neutrini (o alcune particelle più esotiche), ma anche queste reazioni mantengono le leggi sulla conservazione. $e^- + e^+ \rightarrow 2 \gamma$

A volte i fotoni gamma possono "decadere" in coppie elettrone-positrone (o, molto raramente, in altre coppie particella-antiparticella), questo è chiamato produzione di coppie. Può accadere solo vicino a una particella carica elettricamente (perché i fotoni stanno andando con , ma le particelle risultanti non lo sono, quindi per preservare l'impulso abbiamo bisogno di qualcuno che porti via l'impulso in eccesso - questo requisito riduce enormemente la probabilità di questa reazione ). $c$

Nessuno di loro distrugge gli elettroni. L'unica reazione nucleare che in realtà distrugge gli elettroni, è in realtà la cattura K , cosa che accade tipicamente simultaneamente con il ritardo . Se succede, un elettrone scompare, invece otteniamo un neutrino elettronico ( ). $\beta^+$ $\nu_e$

Nei processi nucleari delle stelle, il risultato netto della reazione che crea / distrugge elettroni sembra , o , o il loro contrario. Nota, questi sono solo i risultati netti, i processi effettivi sono più complessi (coinvolgendo i quark e i bosoni intermedi dell'interazione debole ( , , )). Possiamo dire come se i neutroni decadessero in protoni o elettroni (o viceversa), o che i protoni decadessero in positrone e neutrone (o viceversa). $n \rightarrow p + e + \nu_e$ $p \rightarrow n + \overline{\nu_e} + e^+$ $W^+$ $W^-$ $Z^0$

Ogni volta che viene creato un elettrone, viene creato anche un antineutrino elettronico con esso. L'importante è che entrambi rimangano uguali:

il numero leptonico (conteggio totale degli elettroni e dei neutrini elettronici, le antiparticelle contano negativamente)
e la carica elettrica (elettrone: -1, positrone: +1, protone: +1, neutrone: 0, neutrini: 0)

Tutte le reazioni nelle stelle mantengono queste leggi.

Le stelle ps stanno fondendo principalmente idrogeno in elementi più pesanti. L'idrogeno non ha neutroni, tutti gli elementi più pesanti hanno (in genere, con l'aumentare del numero di protoni dei nuclei, anche il rapporto dei neutroni cresce con esso). Pertanto, la tendenza a lungo termine è che il conteggio degli elettroni e dei protoni sta diminuendo nelle stelle, mentre il conteggio dei neutroni cresce. Niente li sostituisce. L'estremità finale, che è possibile solo nelle stelle più grandi (molto più grandi del Sole) sono le stelle di neutroni, che hanno solo pochissimi elettroni (e protoni), e la stella è principalmente una grande sfera di neutroni.

— peterh - Ripristina Monica
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Quindi, gli elettroni già nel plasma stellare interagiscono con i positroni che provengono dalla reazione p → n + νe + e +. Questo annientamento in radiazione gamma non provoca la "distruzione" degli elettroni? In tal caso, gli elettroni originariamente presenti nella stella dalla nebulosa da cui si formavano si esaurirebbero alla fine se qualche altra reazione comune nella stella non fornisse di più. la reazione n → p + ve + e li riempie? Capisco che la stella non viola le leggi sulla conservazione. Puoi chiarire, non come viene conservata la carica, ma come gli elettroni effettivi rimangono nella stella.

— Josh Bilak,

@JoshBilak No, elettrone + positrone crea due fotoni gamma. Non ho spiegato questa versione nel post, ma non l'ho fatto. Sì, l'annullamento distrugge gli elettroni, ma distrugge anche lo stesso numero di positroni. Il plasma stellare è una zuppa di molte particelle e l'annullamento dei positroni con elettroni ha una probabilità molto alta (rispetto alle altre reazioni). Pertanto, i pochi positroni creati vivono solo molto poco prima dell'annullamento (forse nanosecondi o giù di lì). Ma questo non è importante, ma sia il numero totale di leptoni che la carica elettrica totale sono preservati nelle reazioni.

— Peter - Ripristina Monica il

La carica viene convertita perché, nel dettaglio delle diverse possibili reazioni, tutte, non riusciamo a trovarne una sola che viola la conservazione della carica. Che gli elettroni non siano esauriti nella stella, non sarebbe un requisito rigoroso. Il requisito rigoroso è che sia il numero di addebito sia il numero leptonico siano conservati. Gli elettroni rimangono solo perché è il loro unico modo per mantenere le leggi sulla conservazione. Ma c'è un'eccezione: esiste un modo unico per una stella di distruggere (quasi) tutti i suoi elettroni: se "uniscono" i loro protoni in neutroni. Questo distrugge anche (quasi) tutto il

— peterh - Ripristina Monica il

protoni in esso (e crea una massa così grande di neutrini che possiamo rilevarlo a miliardi di anni luce di distanza). Nota, come ho scritto nel post, la reazione effettiva è più complessa, solo il risultato netto è che elettrone + protone -> neutrone + neutrino! Questo accade nelle esplosioni di supernova. Il risultato è che la zuppa di protoni ed elettroni diventa una sfera neutra di neutroni. Questa è la stella di neutroni. L'ultimo che abbiamo potuto vedere è successo nel 1987 (per noi, in realtà è successo molti millenni fa).

— Peter - Ripristina Monica il

Il Sole è troppo piccolo per diventare una stella di neutroni, ma le stelle più grandi possono farlo. Il problema è che il neutrone ha una massa un po 'più grande del protone, quindi troppi neutroni non amano esistere insieme nella stella. Il neutrone libero decade in un protone + elettrone + neutrino con circa 20 minuti di emivita, in alcuni nuclei ricchi di neutroni possono esistere più a lungo (ad esempio, il trizio ha 1 protone e 2 neutroni, decade con 12 anni di emivita), ma solo i processi nucleari non possono creare troppi neutroni. Una stella di neutroni può essere creata solo se c'è qualcosa che "comprime" i protoni

— peterh - Reinstate Monica il

Sto rubando un po 'da altre risposte, solo per chiarire il punto qui. Ciò che segue non è esattamente come succede, ma dovrebbe chiarire come gli elettroni e i positroni sono bilanciati.

La chiave della risposta è in questa parte della reazione: due atomi di idrogeno diventano un atomo di idrogeno. Un atomo di idrogeno è composto da un elettrone e un protone e zero o più neutroni. Ora in questa fase, in un atomo di idrogeno il protone si trasforma in neutrone, emette un positrone, che a sua volta può annientare l'elettrone di detto atomo di idrogeno. Ne risulta quindi un atomo di idrogeno (con un protone, un neutrone e un elettrone) e due raggi gamma.

— Tuomas
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