별의 반물질 소멸

전자는 별의 융합 과정을 통해 생성 된 양전자로 소멸합니다. 태양이 전자를 고갈시키지 않도록 어떤 입자 상호 작용이 새로운 전자를 생성합니까? 아니면 다른 일이 있습니까?

항성의 규칙적인 융합주기는 제품에 따라 중성미자와 양전자를 생성합니다. 그 양전자는 우리가 결국 보는 빛을 만들기 위해 이미 별의 플라즈마에 존재하는 전자로 소멸합니다. 그 전자들은 어떻게 대체됩니까?

양성자 - 양성자 체인은 궁극적으로 하나 개의 헬륨 핵으로 네 개의 양성자로 변환합니다. 4 개의 양성자의 전하는 4 개의 전자에 의해 균형이 잡히지 만, 헬륨은 2 개의 양성자 (및 2 개의 중성자)를 포함하므로 균형을 잡기 위해서는 2 개의 전자 만이 필요합니다.

지적했듯이, 양성자를 중성자로 변환하는 과정은 양전자 (및 전자 중성미자)를 방출하며, 그 양전자는 전자와 함께 빠르게 소멸됩니다.

다음은 주요 pp chain의 Wikipedia 페이지에있는 다이어그램입니다.

따라서이 프로세스는 실제로 6 개의 양성자를 소비하고 2 개의 양성자, 헬륨 핵, 2 개의 양전자 (2 개의 중성미자) 및 2 개의 감마 광자를 방출합니다. 양전자는 2 개의 전자로 소멸하여 더 많은 감마 광자를 방출합니다 (양전자 및 전자의 스핀 정렬에 따라 일반적으로 2 개 또는 3 개).

모든 것을 합치면 전자기 전하 균형이 변하지 않는 것을 볼 수 있습니다.

우리는 4 개의 양성자로 시작했는데, 이것은 별의 핵심 플라즈마에서 4 개의 전자와 균형을 이룹니다. (우리는 결국 재 방출되는 중간 수소 쌍을 무시할 수있다). 우리는 전기적으로 균형을 잡기 위해 2 개의 전자만을 필요로하는 헬륨 핵으로 끝납니다. 따라서 다른 2 개의 전자 가 소멸 되지 않으면 별은 과도한 음전하를 형성합니다.

교체되지 않습니다.

보통의 별에서의 융합은 실제로 많은 과정을 의미하며, 중성미자는 다음과 같이 가장 일반적으로 관여합니다.

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

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

$c$

$\beta^+$$\nu_e$

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

전자가 생성되면 언제든지 전자 항 우울증이 생성됩니다. 중요한 것은 둘 다 동일하게 유지된다는 것입니다.

• 렙톤 번호 (전자 및 전자 중성미자 전체 카운트 반입자 부정적인 카운트)
• 및 전하 (전자 : -1, 양전자 : +1, 양성자 : +1, 중성자 : 0, 중성미자 : 0)

별의 모든 반응은 이러한 법칙을 유지합니다.

Ps 별은 대부분 수소를 더 무거운 원소에 융합시킵니다. 수소에는 중성자가 없으며 모든 무거운 원소가 있습니다 (일반적으로 핵의 양성자가 증가 함에 따라 중성자 의 비율 도 함께 증가합니다). 따라서, 장기 경향은 실제로 전자에서 양자와 전자의 수가 감소하고 중성자의 수가 증가하는 것입니다. 그들을 대체하는 것은 없습니다. 더 큰 별 (태양보다 훨씬 더 큰 것)에서만 가능한 궁극적 인 끝은 중성자 별이며, 전자 (양성자)는 매우 적으며 별은 대부분 큰 중성자 공입니다.

여기서 요점을 명확히하기 위해 다른 답변에서 약간 훔치고 있습니다. 다음은 그것이 어떻게 일어나는가하는 것이 아니라 전자와 양전자의 균형이 어떻게되는지 명확히해야합니다.

답의 핵심은 반응의이 부분에 있습니다. 두 개의 수소 원자가 하나의 수소 원자가됩니다. 수소 원자는 하나의 전자와 하나의 양성자와 0 개 이상의 중성자로 구성됩니다. 이제이 단계에서, 하나의 수소 원자에서 양성자가 중성자로 뒤집히고 양전자를 방출하며, 이는 결국 수소 원자의 전자를 전멸시킬 수 있습니다. 따라서 수소 원자 (양성자 1 개, 중성자 1 개, 전자 1 개)와 감마선 2 개가 생성됩니다.