annihilation d'antimatière dans les étoiles

Les électrons s'annihilent avec les positrons produits par les processus de fusion dans les étoiles. Quelle interaction de particules produit de nouveaux électrons pour que le soleil ne soit pas à court d'électrons? Ou quelque chose d'autre se passe-t-il complètement?

Des cycles de fusion réguliers dans les étoiles produisent des neutrinos et des positons comme sous-produits. Ces positrons s'annihilent avec des électrons qui sont déjà là dans le plasma de l'étoile pour produire la lumière que nous voyons finalement. Comment ces électrons sont-ils remplacés?

antimatter

— Josh Bilak
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Vous pouvez confondre la fusion régulière (qui se produit dans des étoiles régulières comme le soleil) avec des étoiles de production de paires - d'énormes étoiles avec une densité d'énergie si élevée dans leurs noyaux qu'elles produisent spontanément des paires électron-positon.

— antlersoft

— Josh Bilak

J'ai inséré votre clarification en commentaire dans votre question. Je ne veux pas supprimer les significations éventuellement importantes, mais je pense que le texte devrait être rendu plus clair maintenant. N'hésitez pas à le modifier, à le faire dire exactement ce que vous voulez savoir.

— peterh

Réponses:

La chaîne proton-proton convertit finalement quatre protons en un seul noyau d'hélium. La charge des 4 protons était équilibrée par 4 électrons, mais l'hélium contient 2 protons (et 2 neutrons), il n'a donc besoin que de 2 électrons pour être équilibré.

Comme vous le faites remarquer, le processus de conversion d'un proton en neutron libère un positron (et un neutrino électronique), et ce positron s'anéantit rapidement avec un électron.

Voici le schéma de cette page Wikipedia de la chaîne pp principale.

Ainsi, le processus consomme en fait 6 protons et émet 2 protons, un noyau d'hélium et 2 positons (plus quelques neutrinos) et quelques photons gamma. Les positrons s'annihilent avec 2 électrons, libérant plus de photons gamma (généralement 2 ou 3 chacun, en fonction des alignements de spin du positron et de l'électron).

Si vous additionnez tout, vous verrez que l'équilibre de charge électromagnétique est inchangé.

Nous avons commencé avec 4 protons, qui sont équilibrés par 4 électrons à proximité dans le plasma du cœur stellaire. (Nous pouvons ignorer la paire intermédiaire d'hydrogènes qui sont finalement réémis). Nous nous retrouvons avec un noyau d'hélium qui n'a besoin que de 2 électrons pour être électriquement équilibré, donc si ces 2 autres électrons n'étaient pas annihilés, alors l'étoile accumulerait un excès de charge négative.

— PM 2Ring
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Cela clarifie comment la conservation de la charge n'est pas violée et fournit plus de détails sur le processus global, mais si nous perdons constamment les paires d'électrons que vous avez mentionnées, comment l'étoile a-t-elle des électrons après des milliards d'années de combustion? sont-ils ramenés dans le cycle d'une réaction neutronique à proton / électron / neutrino? Si oui, qu'est-ce qui déclenche cela? Sinon, y a-t-il quelque chose d'autre qui se produit qui produit des électrons?

— Josh Bilak

@Josh Non, les électrons sont essentiellement consommés par le processus de création de neutrons. Mais pourquoi est-ce un problème? Une étoile brûle généralement moins de 50% de son approvisionnement en hydrogène d'origine au cours de sa durée de vie.

— PM 2Ring

10^{26}

$10^{26}$

La nucléosynthèse stellaire réduit donc progressivement le nombre d'électrons et de protons dans l'univers, mais augmente le nombre de neutrons. Quand une étoile à neutrons se forme, tout un tas de protons + électrons sont rapidement convertis en neutrons (plus les neutrinos). Dans certaines très grandes étoiles, les rayons gamma de haute énergie créent des paires électron + positron, mais ils s'annihilent rapidement, créant plus de gammas, et ce processus ne dure pas longtemps, car ces étoiles explosent rapidement dans une supernova à instabilité de paire , qui totalement les souffle en morceaux.

— PM 2Ring

@JoshBilak Je pense que le fait est juste que oui l'étoile épuise ses électrons, mais exactement au même rythme qu'elle épuise ses protons; ils restent en équilibre. Il n'y a donc aucune possibilité de se retrouver avec l'étoile "à court" d'électrons; pour ce faire, il aurait également dû convertir chaque proton en neutron, ce qui ne se produit évidemment pas.

— Ben

Ils ne sont pas remplacés.

La fusion dans les étoiles ordinaires signifie en fait de nombreux processus, les neutrinos sont le plus souvent impliqués dans ceux-ci:

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

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

$c$

$\beta^+$ $\nu_e$

$n \rightarrow p + e + \nu_e$ $p \rightarrow n + \overline{\nu_e} + e^+$ $W^+$ $W^-$ $Z^0$

Chaque fois qu'un électron est créé, un antineutrino électronique est également créé avec lui. L'important est que les deux restent les mêmes:

le nombre de leptons ( nombre total d'électrons et de neutrinos électroniques, nombre d'antiparticules négatif)
et la charge électrique (électron: -1, positron: +1, proton: +1, neutron: 0, neutrinos: 0)

Toutes les réactions dans les étoiles respectent ces lois.

Les étoiles PS fusionnent principalement de l'hydrogène à des éléments plus lourds. L'hydrogène n'a pas de neutrons, tous les éléments les plus lourds en ont (typiquement, à mesure que le nombre de protons des noyaux croît, le rapport des neutrons augmente avec lui). Ainsi, la tendance à long terme est vraiment que le nombre d'électrons et de protons diminue dans les étoiles, tandis que le nombre de neutrons augmente. Rien ne les remplace. La fin ultime, qui n'est possible que dans les étoiles plus grandes (beaucoup plus grandes que le Soleil), est les étoiles à neutrons, qui n'ont que très peu d'électrons (et de protons), et l'étoile est principalement une grosse boule de neutrons.

— peterh - Réintégrer Monica
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Ainsi, les électrons déjà dans le plasma stellaire interagissent avec les positrons qui proviennent de la réaction p → n + νe + e +. Cette annihilation en rayonnement gamma ne fait pas "détruire" les électrons? Si c'est le cas, alors les électrons originellement dans l'étoile de la nébuleuse à partir de laquelle elle s'est formée s'épuiseraient éventuellement si une autre réaction commune dans l'étoile ne fournissait pas plus. la réaction n → p + ve + e les reconstitue-t-elle? Je comprends que l'étoile ne viole pas les lois de conservation. Pouvez-vous préciser, non pas comment la charge est conservée, mais comment les électrons réels restent dans l'étoile.

— Josh Bilak

@JoshBilak Non, l'électron + positron crée deux photons gamma. Je n'ai pas expliqué cette version dans le post, mais je ne l'ai pas fait. Oui, l'annihilation détruit les électrons, mais elle détruit également le même nombre de positrons. Le plasma stellaire est une soupe de nombreuses particules, et l'annihilation de positrons avec des électrons a une probabilité très élevée (par rapport aux autres réactions). Ainsi, les quelques positons créés ne vivent que très peu avant l'annihilation (peut-être des nanosecondes environ). Mais ce n'est pas important, mais le nombre total de leptons et la charge électrique totale sont préservés dans les réactions.

— peterh

L'accusation est réservée car, en détaillant les différentes réactions possibles, toutes, nous ne pouvons en trouver aucune qui violerait la conservation de l'accusation. Que les électrons ne soient pas épuisés dans l'étoile, ne serait pas une exigence stricte. L'exigence stricte est que la charge et le nombre de leptons soient conservés. Les électrons ne restent que parce que c'est leur seul moyen de respecter les lois de conservation. Mais il y a une exception: il y a un seul moyen pour une étoile de détruire (presque) tous ses électrons: si elle "joint" ses protons en neutrons. Cela détruit également (presque) tous les

— peterh - Rétablir Monica

protons (et crée une telle masse de neutrinos que nous pouvons la détecter à des milliards d'années-lumière). Notez, comme je l'ai écrit dans le post, la réaction réelle est plus complexe, seul le résultat net est qu'électron + proton -> neutron + neutrino! Cela se produit dans les explosions de supernova. Le résultat est que la soupe de protons et d'électrons devient une boule neutre de neutrons. C'est l'étoile à neutrons. Le dernier que nous avons pu voir s'est produit en 1987 (pour nous, cela s'est produit il y a plusieurs millénaires).

— peterh

Le Soleil est trop petit pour devenir une étoile à neutrons, mais les étoiles plus grandes le peuvent. Le problème avec cela, c'est que le neutron a une masse un peu plus grande que le proton, donc trop de neutrons n'aiment pas exister ensemble dans l'étoile. Le neutron libre se désintègre en un proton + électron + neutrino avec une demi-vie d'environ 20 minutes, dans certains noyaux riches en neutrons ils peuvent exister plus longtemps (par exemple, le tritium a 1 proton et 2 neutrons, se désintègre avec 12 ans de demi-vie), mais seuls les processus nucléaires ne peuvent pas créer trop de neutrons. Une étoile à neutrons ne peut être créée que s'il y a quelque chose qui "comprime" les protons

— peterh - Rétablir Monica

Je vole un peu d'autres réponses, juste pour clarifier le point ici. Ce qui suit n'est pas exactement comment tout cela se passe, mais devrait clarifier la façon dont les électrons et les positrons sont équilibrés.

La clé de la réponse se trouve dans cette partie de la réaction: deux atomes d'hydrogène deviennent un atome d'hydrogène. Un atome d'hydrogène est composé d'un électron et d'un proton et de zéro ou plusieurs neutrons. Maintenant, dans cette étape, dans un atome d'hydrogène, le proton se transforme en neutron, émet un positron, qui à son tour peut anéantir l'électron dudit atome d'hydrogène. Il en résulte donc un atome d'hydrogène (avec un proton et un neutron et un électron) et deux rayons gamma.

— tuomas
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