aniquilación de antimateria en estrellas

Los electrones se aniquilan con positrones producidos a través de procesos de fusión en estrellas. ¿Qué interacción de partículas produce nuevos electrones para que el sol no se quede sin electrones? ¿O algo más está sucediendo por completo?

Los ciclos regulares de fusión en las estrellas producen neutrinos y positrones como subproductos. Esos positrones se aniquilan con electrones que ya están allí en el plasma de la estrella para producir la luz que finalmente vemos. ¿Cómo se reemplazan esos electrones?

antimatter

— Josh Bilak
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Es posible que esté confundiendo la fusión regular (que ocurre en estrellas regulares como el sol) con estrellas de producción de pares, estrellas enormes con una densidad de energía tan alta en sus núcleos que producen espontáneamente pares de electrones-positrones.

— antlersoft

— Josh Bilak

Inserté su aclaración en el comentario en su pregunta. No quiero eliminar significados posiblemente importantes, pero creo que el texto debería hacerse ahora de alguna manera más claro. Siéntase libre de editarlo, para que diga exactamente lo que quiere saber.

— peterh - Restablece a Monica el

Respuestas:

La cadena protón-protón finalmente convierte cuatro protones en un núcleo de helio. La carga de los 4 protones estaba equilibrada por 4 electrones, pero el helio contiene 2 protones (y 2 neutrones), por lo que solo necesita 2 electrones para equilibrarse.

Como usted señala, el proceso de convertir un protón en un neutrón libera un positrón (y un electrón neutrino), y ese positrón se aniquila rápidamente con un electrón.

Aquí está el diagrama de esa página de Wikipedia de la cadena principal de pp.

Entonces, el proceso en realidad consume 6 protones y emite 2 protones, un núcleo de helio y 2 positrones (más un par de neutrinos) y un par de fotones gamma. Los positrones se aniquilan con 2 electrones, liberando más fotones gamma (generalmente 2 o 3 cada uno, dependiendo de las alineaciones de espín del positrón y el electrón).

Si agrega todo, verá que el balance de carga electromagnética no cambia.

Comenzamos con 4 protones, que están equilibrados por 4 electrones cercanos en el plasma estelar. (Podemos ignorar el par intermedio de hidrógenos que eventualmente son reemitidos). Terminamos con un núcleo de helio que solo necesita 2 electrones para estar equilibrado eléctricamente, por lo que si esos otros 2 electrones no fueran aniquilados, la estrella acumularía un exceso de carga negativa.

— PM 2Ring
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Eso aclara cómo no se viola la conservación de la carga y proporciona más detalles al proceso general, pero si constantemente estamos perdiendo esos pares de electrones que usted mencionó, ¿cómo tiene la estrella electrones después de miles de millones de años de combustión? ¿son traídos nuevamente al ciclo de una reacción de neutrones a protones / electrones / neutrinos? Si es así, ¿qué desencadena esto? Si no, ¿está ocurriendo otra reacción que produzca electrones?

— Josh Bilak

@ Josh No, los electrones se consumen esencialmente por el proceso de creación de neutrones. ¿Pero por qué es eso un problema? Una estrella generalmente quema menos del 50% de su suministro original de hidrógeno durante su vida útil.

— PM 2Ring

@ Josh También tenga en cuenta que la fusión de PP es un proceso muy lento. La mayoría de las veces cuando 2 protones se fusionan en diprotio, inmediatamente se fisiona de nuevo en 2 protones en lugar de transmutar a un deuterón. Las probabilidades de que ocurra la transmutación son del orden de 1 en , y un protón típico en el núcleo solar tiene una vida media de mil millones de años antes de fusionarse con éxito al helio. Esto es algo bueno, ya que le da al Sol una larga vida útil. También significa que por metro cúbico, la producción de energía del núcleo solar es aproximadamente igual a la producción de energía de un montón de compost. :)

10^{26}

$10^{26}$

— PM 2Ring

Entonces, la nucleosíntesis estelar está reduciendo gradualmente la cantidad de electrones y protones en el universo, pero aumentando la cantidad de neutrones. Cuando se forma una estrella de neutrones, un conjunto completo de protones + electrones se convierten rápidamente en neutrones (más neutrinos). En algunas estrellas muy grandes, los rayos gamma de alta energía crean pares de electrones + positrones, pero pronto se aniquilan, creando más gammas, y ese proceso no dura mucho tiempo, ya que esas estrellas pronto explotan en una supernova de inestabilidad de pares , que totalmente los destroza

— PM 2Ring

@JoshBilak Creo que el punto es que sí, la estrella está agotando sus electrones, pero exactamente al mismo ritmo que está agotando sus protones; permanecen en equilibrio. Por lo tanto, no hay posibilidad de terminar con la estrella "quedando sin" electrones; para hacerlo, también habría tenido que haber convertido cada protón en un neutrón, lo que obviamente no sucede.

— Ben

No son reemplazados.

La fusión en estrellas ordinarias significa en realidad muchos procesos, los neutrinos están involucrados más comúnmente en estos:

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

Los positrones creados (muy) encuentran rápidamente un electrón para aniquilar en dos (a veces 3) fotones gamma: . Como puede ver, tanto la carga eléctrica como el número de leptones (detallados a continuación) permanecen. Muy raramente también se pueden crear neutrinos (o algunas partículas más exóticas), pero incluso estas reacciones mantienen las leyes de conservación. $e^- + e^+ \rightarrow 2 \gamma$

A veces, los fotones gamma pueden "descomponerse" en pares de electrones-positrones (o, muy raramente, en otros pares de partículas-antipartículas), esto se llama producción de pares. Puede ocurrir solo cerca de una partícula cargada eléctricamente (porque los fotones van con , pero las partículas resultantes no lo son, por lo que para preservar el impulso necesitamos que alguien elimine el exceso de impulso; este requisito disminuye enormemente la probabilidad de esta reacción ) $c$

Ninguno de ellos destruye electrones. La única reacción nuclear que realmente destruye electrones, es en realidad captura de K , lo que ocurre típicamente simultáneamente con la descomposición . Si sucede, un electrón desaparece, en cambio obtenemos un electrón neutrino ( ). $\beta^+$ $\nu_e$

En los procesos nucleares de las estrellas, el resultado neto de la reacción que crea / destruye electrones se ve como , o , o su reverso. Tenga en cuenta que estos son solo los resultados netos, los procesos reales son más complejos (involucrando los quarks y los bosones intermedios de la interacción débil ( , , )). Podemos decir como si los neutrones se pudrieran a protones o electrones (o al revés), o que los protones se pudrieran a positrones y neutrones (o al revés). $n \rightarrow p + e + \nu_e$ $p \rightarrow n + \overline{\nu_e} + e^+$ $W^+$ $W^-$ $Z^0$

En cualquier momento si se crea un electrón, también se crea un antineutrino electrónico con él. Lo importante es que ambos permanecen igual:

el número de leptones (recuento total de electrones y neutrinos de electrones, recuento de antipartículas negativo)
y la carga eléctrica (electrón: -1, positrón: +1, protón: +1, neutrón: 0, neutrinos: 0)

Todas las reacciones en las estrellas guardan estas leyes.

Las estrellas Ps fusionan principalmente hidrógeno con elementos más pesados. El hidrógeno no tiene neutrones, todos los elementos más pesados sí (normalmente, a medida que crece el número de protones de los núcleos, también aumenta la proporción de neutrones con ellos). Por lo tanto, la tendencia a largo plazo es realmente que el recuento de electrones y protones está disminuyendo en las estrellas, mientras que el recuento de neutrones crece. Nada los reemplaza. El final último, que solo es posible en estrellas más grandes (mucho más grandes que el Sol) son las estrellas de neutrones, que tienen muy pocos electrones (y protones), y la estrella es principalmente una gran bola de neutrones.

— peterh - Restablece a Monica
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Entonces, los electrones que ya están en el plasma estelar interactúan con los positrones que provienen de la reacción p → n + νe + e +. Esta aniquilación en radiación gamma no hace que los electrones sean "destruidos". Si lo hace, entonces los electrones originalmente en la estrella de la nebulosa de la que se formó se agotarían eventualmente si alguna otra reacción común en la estrella no proporcionara más. ¿La reacción n → p + ve + e los repone? Entiendo que la estrella no viola las leyes de conservación. ¿Puedes aclarar, no cómo se conserva la carga, sino cómo permanecen los electrones reales en la estrella?

— Josh Bilak

@JoshBilak No, electron + positron crea dos fotones gamma. No expliqué esta versión en la publicación, pero no lo hice. Sí, la aniquilación destruye electrones, pero también destruye la misma cantidad de positrones. El plasma estelar es una sopa de muchas partículas, y la aniquilación de positrones con electrones tiene una probabilidad muy alta (en comparación con las otras reacciones). Por lo tanto, los pocos positrones creados viven muy poco antes de la aniquilación (quizás nanosegundos más o menos). Pero no es importante, sino que tanto el número total de leptones como la carga eléctrica total se conservan en las reacciones.

— peterh - Restablece a Monica el

La carga es convergente porque al detallar las diferentes reacciones posibles, todas ellas, no podemos encontrar una sola que viole la conservación de la carga. Que los electrones no se agoten en la estrella, no sería un requisito estricto. El requisito estricto es que se conserven tanto la carga como el número de leptones. Los electrones permanecen solo porque es su única forma de mantener las leyes de conservación. Pero hay una excepción: hay una única forma para que una estrella destruya (casi) todos sus electrones: si "unen" sus protones en neutrones. Esto también destruye (casi) todos los

— peterh - Restablece a Monica el

protones en él (y crea una masa tan enorme de neutrinos que podemos detectarlo a miles de millones de años luz de distancia). Tenga en cuenta que, como escribí en la publicación, la reacción real es más compleja, ¡solo el resultado neto es que electrón + protón -> neutrón + neutrino! Esto sucede en las explosiones de supernovas. El resultado es que la sopa de protones y electrones se convierte en una bola neutral de neutrones. Esa es la estrella de neutrones. La última que pudimos ver sucedió en 1987 (para nosotros, en realidad sucedió hace muchos milenios).

— peterh - Restablece a Monica el

El Sol es demasiado pequeño para convertirse en una estrella de neutrones, pero las estrellas más grandes pueden hacerlo. El problema es que el neutrón tiene una masa un poco más grande que el protón, por lo tanto, a muchos neutrones no les gusta existir juntos en la estrella. El neutrón libre se descompone en un protón + electrón + neutrino con una vida media de aproximadamente 20 minutos, en algunos núcleos ricos en neutrones pueden existir más tiempo (por ejemplo, el tritio tiene 1 protón y 2 neutrones, se descompone con 12 años de semivida), pero solo los procesos nucleares no pueden crear demasiados neutrones. Una estrella de neutrones se puede crear solo si hay algo que "comprime" los protones

— Peter - Vuelva a instalar Mónica

Estoy robando un poco de otras respuestas, solo para aclarar el punto aquí. Lo que sigue no es exactamente cómo sucede todo, pero debería aclarar cómo se equilibran los electrones y los positrones.

La clave de la respuesta está en esta parte de la reacción: dos átomos de hidrógeno se convierten en un átomo de hidrógeno. Un átomo de hidrógeno está hecho de un electrón y un protón y cero o más neutrones. Ahora, en este paso, en un átomo de hidrógeno, el protón se transforma en neutrón y emite un positrón, que a su vez puede aniquilar el electrón de dicho átomo de hidrógeno. Por lo tanto, da como resultado un átomo de hidrógeno (con un protón y un neutrón y un electrón) y dos rayos gamma.

— tuomas
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