Нейтронізація — процес захоплення електронів ядрами при високій густині в надрах зір на завершальних етапах їхньої еволюції. Нейтронізація відіграє ключову роль в утворенні нейтронних зір і спалахах наднових.

На початкових стадіях зоряної еволюції вміст гелію в зорі становить ~25 % (така концентрація гелію в міжзоряному середовищі — результат первинного нуклеосинтезу), тобто відношення нейтронів до протонів становить 1:6. На кінцевих стадіях еволюції речовина зорі може практично повністю складатися з нейтронів (нейтронні зорі).

У ході еволюції густина речовини в надрах зір збільшується, при зростанні густини виникає ситуація виродження електронного газу, при цьому внаслідок принципу Паулі електрони набувають релятивістських швидкостей (коли густина ${\displaystyle \rho >10^{6}}$ г/см ³). Починаючи з деякого критичного значення енергії електрона ${\displaystyle \varepsilon _{c}}$ починаються процеси захоплення електронів ядрами, зворотні ${\displaystyle \beta }$ -розпаду:

${\displaystyle (A,Z)+{\rm {e}}^{-}\to (A,Z-1)+\nu .}$

Умовою захоплення електрона ядром (A, Z) (А масове число, Z порядковий номер елемента) при нейтронізації є перевищення енергією Фермі ${\displaystyle \varepsilon _{\text{F}}}$ електрона енергетичного ефекту ${\displaystyle \beta }$ -розпаду ${\displaystyle \varepsilon _{c}}$ :

${\displaystyle \varepsilon _{\text{F}}>\varepsilon _{c}=Q_{A,Z}-Q_{A,Z-1}+Q_{n},}$

де ${\displaystyle Q_{A,Z}}$ — енергія зв'язку ядра ${\displaystyle (A,Z)}$, і ${\displaystyle Q_{n}=(m_{n}-m_{p}-m_{e})\cdot c^{2}=0{,}7825}$ МеВ — енергія бета-розпаду нейтрона.

Нейтронізація стає енергетично вигідним процесом. При кожному захопленні електрона енергії ${\displaystyle \varepsilon _{e}}$ різниця ${\displaystyle \varepsilon _{e}-\varepsilon _{c}}$ виноситься нейтрино, що утворюється в процесі, для якого товща зорі є прозорою (один із механізмів нейтринного охолодження), ${\displaystyle \beta }$ -розпад радіоактивних ядер, що утворюються, заборонений принципом Паулі, оскільки електрони вироджені й усі можливі стани нижчої енергії ${\displaystyle \varepsilon _{F}}$ вже зайняті, а енергії електронів у бета-розпадах не перевищують ${\displaystyle \varepsilon _{c}}$ При великих енергіях Фермі такі ядра (зазвичай, нестабільні) стають стійкими.

Оскільки визначальним фактором є енергетичний ефект ${\displaystyle \beta }$ -розпаду ${\displaystyle \varepsilon _{c}}$, то нейтронізація — пороговий процес і для різних елементів відбувається за різних енергій електронів (див. таблицю).

Порогові параметри нейтронізації деяких ядер

Перша реакція нейтронізації	Пороговя энергія ${\displaystyle \varepsilon _{c1}}$, МэВ	Порогова щільність ${\displaystyle \rho _{c1}}$, г/см3	Пороговий тиск ${\displaystyle P_{c1}}$, Н/м2	Друга реакція нейтронізації	${\displaystyle \varepsilon _{c2}}$, МэВ
${\displaystyle {\ce {^1H -> n}}}$	0,783	1,22× 107	3,05× 1023
${\displaystyle {\ce {^3He -> T}}}$	0,0186	2,95× 104	1,41× 1019	${\displaystyle {\ce {T -> 3 n}}}$	9,26
${\displaystyle {\ce {^4He -> T + n}}}$	20,6	1,37× 1011	3,49× 1028	${\displaystyle {\ce {T -> 3 n}}}$	9,26
${\displaystyle {\ce {^12C -> ^12B}}}$	13,4	3,90× 1010	6,51× 1027	${\displaystyle {\ce {^12B -> ^12Be}}}$	11,6
${\displaystyle {\ce {^16O -> ^16N}}}$	10,4	1,90× 1010	2,50× 1027	${\displaystyle {\ce {^16N -> ^16C}}}$	8,01
${\displaystyle {\ce {^20Ne -> ^20F}}}$	7,03	6,22× 109	5,61× 1026	${\displaystyle {\ce {^20F -> ^20O}}}$	3,82
${\displaystyle {\ce {^24Mg -> ^24Na}}}$	5,52	3,17× 109	2,28× 1026	${\displaystyle {\ce {^24Na -> ^24Ne}}}$	2,47
${\displaystyle {\ce {^28Si -> ^28Al}}}$	4,64	1,96× 109	1,20× 1026	${\displaystyle {\ce {^28Al -> ^28Mg}}}$	1,83
${\displaystyle {\ce {^40Ca -> ^40K}}}$	1,31	7,79× 107	1,93× 1024	${\displaystyle {\ce {^40K -> ^40Ar}}}$	7,51
${\displaystyle {\ce {^56Fe -> ^56Mn}}}$	3,70	1,15× 109	5,29× 1025	${\displaystyle {\ce {^56Mn -> ^56Cr}}}$	1,64

Результатом такої нейтронізації є зменшення концентрації електронів та заряду ядер за збереження концентрації нуклонів.

При «надзбагаченні» ядер нейтронами енергія зв'язку нуклонів падає, зрештою для таких ядер енергія зв'язку стає нульовою, що визначає межу існування нейтронно-надлишкових ядер. У такій ситуації подальше зростання щільності, що веде до захоплення електрона ядром, призводить до викиду з ядра одного або кількох нейтронів (при ${\displaystyle \rho \sim 4\cdot 10^{11}}$ г/см ³):

${\displaystyle (A,Z)+{\rm {e}}^{-}\to (A-k,Z-1)+kn+\nu .}$

У результаті при постійному тиску встановлюється обмінна рівновага між ядрами й вільним нейтронним газом, в межах краплинної моделі ядра така система розглядається як двофазна — що складається з ядерної рідини та нейтронного газу, енергія Фермі нуклонів обох фаз у рівноважному стані однакова. Точний вид діаграми стану такої системи залишається предметом досліджень, проте при ${\displaystyle \rho \sim 2\cdot 10^{14}}$ г/см ³ відбувається фазовий перехід першого роду однорідної ядерної матерії.

Для надвисоких щільностей обмежуючим фактором є критерій Зельдовича: швидкість звуку ${\displaystyle v_{s}}$ у такому щільному середовищі не повинна перевищувати швидкість світла ${\displaystyle c}$, що накладає обмеження рівняння стану:

${\displaystyle P\leqslant \varepsilon =\rho c^{2}.}$

Важливість цього обмеження полягає в тому, що воно дійсне для будь-яких великих щільностей, про властивості ядерних взаємодій для яких відомо вкрай мало.

При нейтронізації речовини зменшується концентрація електронів при збереженні концентрації баріонів і відповідно зменшується її пружність: для виродженого електронного газу тиск ${\displaystyle P=K\rho ^{5/3}}$, але при нейтронізації через падіння об'ємної щільності електронів падає й тиск, додатковий внесок вносять і релятивістські ефекти, що призводить до іншої залежності тиску від щільності: ${\displaystyle P=K\rho ^{4/3}}$^{[джерело?][сумнівно — обговорити]}.

Результатом стає втрата зорею гідростатичної рівноваги — нейтронізоване ядро зорі стискається, і хоча температура в ньому зростає, але, на відміну від звичайних зір, тиск газу, що протидіє стисканню, майже не залежить від температури. Зростанню температури, яке могло б призвести до зняття виродження за такої густини, перешкоджають процеси нейтринного охолодження. Швидкість такого об'ємного нейтринного охолодження, на відміну класичного поверхневого фотонного охолодження, не обмежена процесами перенесення енергії з надр зорі до її фотосфери — і, отже, нейтринна світність зорі на стадії швидкої нейтронізації при колапсі переважає порівняно з фотонною світністю.

Такий нейтринний спалах був зафіксований для наднової SN 1987A у Великій Магеллановій Хмарі (відстань ~50 кілопарсек).

• Нейтронизация / Надежин Д. К. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Велика російська енциклопедія, 1986. — С. 431—433. — 783 с. — 70 000 екз.
• Зельдович Я. Б., Блинников С. И., Шакура Н. И.^[ru]. Нейтронизация //  — М. : Издательство МГУ, 1981. — 159 с. — 2320 прим.
• Бисноватый-Коган Г. С. Вещество при очень больших плотностях, нейтронизация, взаимодействие частиц //  — М. : Наука, 1989. — 487 с. — ISBN 5-02-014062-7.
• Шапиро С., Tьюколски С. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды. Пер. с англ. — М. : Мир, 1985. — Т. 1—2.