proces p - p-process
Określenie proces p ( P dla protonu ) stosuje się dwa sposoby w literaturze naukowej dotyczących astrofizycznym pochodzenia elementów ( nukleosyntezy ). Pierwotnie określone w procesie wychwytywania protonów, które jest źródłem pewnych naturalnie występujących neutronów niedoborem izotopy tych elementów z selenem na rtęć . Te nuklidy są nazywane p-jądra , a ich pochodzenie jest wciąż nie do końca poznany. Chociaż wykazano, że pierwotnie sugerowany proces nie może wytworzyć jąder p, później termin proces p był czasami używany w odniesieniu do każdego procesu nukleosyntezy, który miał być odpowiedzialny za jądra p.
Często te dwa znaczenia są mylone. Najnowsza literatura naukowa sugeruje zatem używanie terminu p-proces tylko dla rzeczywistego procesu wychwytywania protonów, jak to jest w zwyczaju w przypadku innych procesów nukleosyntezy w astrofizyce.
Proces p wychwytywania protonów
Bogate w protony nuklidy mogą być wytwarzane przez sekwencyjne dodawanie jednego lub więcej protonów do jądra atomowego . Taka reakcja jądrowa typu (p,γ) nazywana jest reakcją wychwytywania protonów . Dodanie protonu do jądra powoduje zmianę pierwiastka, ponieważ pierwiastek chemiczny jest zdefiniowany przez liczbę protonów jądra. Jednocześnie zmienia się stosunek protonów do neutronów , co skutkuje bardziej ubogim w neutrony izotopem następnego pierwiastka. Doprowadziło to do powstania oryginalnego pomysłu na produkcję p-jąder: wolne protony (jądra atomów wodoru obecne w plazmie gwiezdnej ) powinny być wychwytywane na ciężkich jądrach ( jądrach zarodkowych ) również obecnych w plazmie gwiezdnej (wcześniej produkowanych w gwiezdnej plazmie). s -proces i/lub r -proces ).
Takie wychwytywanie protonów na stabilnych (lub prawie stabilnych) nuklidach nie jest jednak zbyt wydajne w wytwarzaniu jąder p, zwłaszcza cięższych, ponieważ ładunek elektryczny wzrasta z każdym dodanym protonem, co prowadzi do zwiększonego odpychania następnego protonu, który ma być dodano, zgodnie z prawem Coulomba . W kontekście reakcji jądrowych nazywa się to barierą kulombowska . Im wyższa bariera kulombowska, tym więcej energii kinetycznej potrzebuje proton, aby zbliżyć się do jądra i zostać przez nie wychwycony. Średnia energia dostępnych protonów jest podana przez temperaturę gwiezdnej plazmy. Nawet gdyby tę temperaturę można było dowolnie zwiększyć (co nie ma miejsca w środowiskach gwiezdnych), protony byłyby szybciej usuwane z jądra przez fotodezintegrację, niż mogłyby zostać wychwycone w wysokiej temperaturze. Możliwą alternatywą byłoby dysponowanie bardzo dużą liczbą protonów, aby zwiększyć efektywną liczbę wychwytywania protonów na sekundę bez konieczności nadmiernego podnoszenia temperatury. Takie warunki nie występują jednak w przypadku supernowych z zapadnięciem się jądra, które miały być miejscem procesu p.
Wychwytywanie protonów przy bardzo wysokich gęstościach protonów nazywane jest szybkimi procesami wychwytywania protonów . Różnią się one od procesu p nie tylko wymaganą wysoką gęstością protonów, ale także faktem, że zaangażowane są radionuklidy o bardzo krótkim czasie życia, a ścieżka reakcji znajduje się blisko linii kroplowania protonu . Procesy szybkości wychwytywania protonów są RP-procesem The νp przetworzenie i PN-procesem .
Historia
Termin proces p został pierwotnie zaproponowany w słynnej pracy B 2 FH w 1957 roku. Autorzy założyli, że proces ten był wyłącznie odpowiedzialny za jądra p i zaproponowali, że zachodzi on w powłoce wodorowej (patrz także ewolucja gwiazd ) gwiazda eksplodująca jako supernowa typu II . Wykazano później, że w takich supernowych nie ma wymaganych warunków.
W tym samym czasie, co B 2 FH, Alastair Cameron niezależnie zdał sobie sprawę z konieczności dodania kolejnego procesu nukleosyntezy do nukleosyntezy wychwytywania neutronów, ale po prostu wspomniał o wychwytywaniu protonów bez nadawania temu procesowi specjalnej nazwy. Pomyślał także o alternatywach, na przykład fotodezintegracji (zwanej dzisiaj procesem γ ) lub połączeniu procesu p i fotodezintegracji.