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?

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.

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.

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.