neutronitiheyksissä

Neutronitiheydet kuvaavat neutroneiden määrää tilavuusyksikköä kohti. Yleisessä muodossa ne merkitään n_n, ja yksiköt ovat neutroneita kuutiometrissä (n m^-3) tai neutroneita kuuti centimetriä kohti (n cm^-3). Neutronitiheys kuvaa tilan neutronisen koostumuksen tiheyttä ja vaihtelee suuresti riippuen ympäristöstä ja tilasta: laboratorio-olosuhteissa se voi olla hyvin pieni, kun taas tiheissä materiaaleissa tai astrofysikaalisissa konteksteissa se voi olla erittäin suuri.

Laboratoriokontekstissa neutronitiheys vaikuttaa näytteisiin kohdistuvien reaktioiden todennäköisyyksiin sekä neutronin moderointiin ja absorptioon. Reaktioiden kokonaisnopeus on käytännössä R ∝ n_n ⟨σ v⟩, missä σ on törmäyskross-section ja v suhteellinen nopeus. Tämän vuoksi neutronitiheys on keskeinen muuttuja ydinreaktoreiden suunnittelussa, säteilymittauksissa sekä neutronin vuorovaikutuksia tutkittaessa eri aineissa.

Astrofysiikassa neutronitiheydet ovat ratkaisevia tiheässä kosmisen aineen tilassa. Neutronit muodostavat pääosan aineesta neutronitären sisuksissa, ja tiheys voi olla noin 10^38 neutroneita cm^-3 keskuksessa (noin nuclear saturation density). Tässä tilassa neutroneista muodostuva degeneraattinen neste sekä mahdollinen superfluidinen tila vaikuttavat tilan paineisiin, rakenteeseen ja tähtien evoluutioon.

Teoreettisesti neutronitiheyttä voidaan arvioida Fermi-jääkaasun mallilla: n_n = k_F^3 /(3π^2), missä k_F on Fermi-kvantti (Fermi-wave number). P_F = ħ k_F on Fermi-momentum. Näin tiheys ja energiajakauma ovat yhteydessä toisiinsa tiheässä, fermionisessa systeemissä.