¿Cuánto un positrón en el sol ' base de s?

Question

Dando inicio a esta pregunta, tengo un seguimiento corto. La fusión del hidrógeno en helio en el núcleo del Sol requiere la emisión de dos positrones al final núcleo de helio, porque comenzamos con cuatro protones y terminan con dos protones y dos neutrones confinadas en el interior del helio del producto y el proceso, por lo que necesita para deshacerse de dos unidades de carga positiva.

Estos positrones, por supuesto, son rápidamente aniquilados por los dos electrones del medio ambiente, ajustando el saldo final en los libros - tomamos cuatro protón-electrón pares y producir un átomo de helio, con sólo dos electrones.

Mi pregunta es, ¿qué, exactamente, "rápidamente" significa en esta situación. El proceso es probablemente instantánea con respecto a la mayoría físicamente fenómenos relevantes (incluyendo, para los fines de la pregunta anterior, los fenómenos de transporte), pero tendrá algunos distinto de cero de la escala de tiempo (zeptoseconds? nanosegundos? horas?). Así que: ¿cuál es la vida media de uno de estos positrones? No depende de condiciones tales como la temperatura ambiente y la presión o la tomografía por la energía? Qué cambiar si queremos ir desde el Sol a las estrellas de otras masas o en otras etapas de desarrollo?

Esta pregunta me parece como que es bastante elemental dado suficiente conocimiento de la física solar, y que debe haber sido contestada en la década de 1960, a más tardar. Heurística argumentos son, por tanto, razonable siempre que justificar su hipótesis, pero estoy idealmente buscando una respuesta explícita arraigada en sólidos de la física solar.

Answer 1

El acercamiento elemental sería considerar la trayectoria libre media. Este está dado por el número de partículas por unidad de volumen $n~=~N/V$ veces la sección transversal $$ x~=~\frac{1}{\sqrt{2}n\sigma}. $$ El $\sqrt{2}$ proviene de la distribución de Boltzmann. El gas natural ley $pV~=~NkT$ $\sigma~=~2\pi r^2$ le permite a este ser $$ x~=~\frac{kT}{\sqrt{2}\pi pr^2}. $$ La temperatura del sol es de $p~=~1.6\times 10^7K$, el clásico de radio del electrón es $r~=~2.8\times 10^{-15}m$ y la presión en el centro del sol se calcula a partir del promedio de la densidad, $1.4g/cm^3$ y su radio de $6.96\times 10^{5}km$ $p~=~9.7\times 10^{10}g/cm^2$ o $9.7\times 10^{11}Pa$. En la fórmula anterior que le da un sorprendente $6.5m$ para el camino libre medio. Esto puede ser tan lejos como la tomografía de viajes antes de la dispersión de un nucleón o de otro electrón o positrón. Si se supone que el positrón se está moviendo a un porcentaje significativo de la velocidad de la luz, esto significa que será en este camino sólo para $2.2\times 10^{-8}s$. Si alrededor de la mitad de estos eventos de dispersión se encuentra con un electrón de la vida de un positrón es alrededor de la mitad de este número.

Answer 2

Pregunta interesante. En materia condensada en la temperatura de la habitación, parece ser que hay tres componentes para la tomografía por vida: más rápido es directa aniquilación de electrones libres (más importante en los metales que en los aisladores); a continuación, la aniquilación de la para-positronium a dos fotones; a continuación, la aniquilación de ortho-positronium a tres fotones. Mi sensación es que usted debería ser capaz de estimar el directo de aniquilación de toda la vida de la densidad del número de electrones en el núcleo del Sol. Si positronium tiene un hidrógeno-como espectro de excitación, sin embargo, puede ser que positronium átomos son independiente en el núcleo del Sol, debido a la alta temperatura ambiente y sólo el libre-captura de toda la vida importa.

(Esto es más un comentario que una respuesta, pero lo tengo muy largo para el cuadro de comentarios.)