Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Нуклеосинтез протонных ядер путем быстрого захвата протонов

RP-процесс (быстрый процесс захвата протона) состоит из последовательных захватов протонов на ядра семян для получения более тяжелых элементов. [1] Это процесс нуклеосинтеза, который, наряду с s- процессом и r -процессом , может быть ответственным за образование многих тяжелых элементов, присутствующих во Вселенной. Однако он заметно отличается от других процессов, упомянутых в том, что он происходит на стороне стабильности, богатой протонами, а не на стороне стабильности, богатой нейтронами. Конечная точка rp-процесса (элемент с наибольшей массой, который он может создать) еще не установлена, но недавние исследования показали, что в нейтронных звездахон не может развиваться дальше теллура . [2] rp-процесс ингибируется альфа-распадом , который устанавливает верхний предел для конечной точки на 104 Те , самый легкий наблюдаемый альфа-распадающийся нуклид, [3] и капельная линия протона в легких изотопах сурьмы . В этот момент дальнейшие захваты протонов приводят к быстрому испусканию протонов или альфа-испусканию, и, таким образом, поток протонов расходуется без образования более тяжелых элементов; этот конечный процесс известен как цикл олово – сурьма – теллур. [4]

Условия [ править ]

Процесс должен происходить в очень высокотемпературных средах (выше 10 9  кельвинов ), чтобы протоны могли преодолеть большой кулоновский барьер для реакций заряженных частиц. Обогащенная водородом среда также является необходимым условием из-за необходимого большого потока протонов. Считается, что зародыши зародышей, необходимые для этого процесса, образуются во время реакций разрыва из горячего цикла CNO . Обычно захват протона в rp-процессе будет конкурировать с реакциями (α, p), поскольку большинство сред с высоким потоком водорода также богаты гелием. Масштаб времени для rp-процесса задается распадами β + на или около линии капель протона , поскольку слабое взаимодействиезаведомо медленнее, чем сильное взаимодействие и электромагнитная сила при таких высоких температурах.

Возможные сайты [ править ]

Места, предлагаемые для rp-процесса, представляют собой аккреционные двойные системы, в которых одна звезда является нейтронной звездой . В этих системах звезда-донор аккрецирует материал на свою компактную звезду-партнер. Аккретированный материал обычно богат водородом и гелием из-за его происхождения из поверхностных слоев звезды-донора. Поскольку такие компактные звезды обладают высокими гравитационными полями , материал падает с высокой скоростью в сторону компактной звезды, обычно сталкиваясь с другим аккрецированным материалом по пути, образуя аккреционный диск . В случае аккреции на нейтронную звезду, поскольку этот материал медленно накапливается на поверхности, он будет иметь высокую температуру, обычно около 10 8К. В конце концов, считается, что в этой горячей атмосфере возникает термоядерная нестабильность, позволяющая температуре продолжать повышаться, пока это не приведет к неуправляемому термоядерному взрыву водорода и гелия. Во время вспышки температура быстро повышается, становясь достаточно высокой для протекания процесса rp. В то время как начальная вспышка водорода и гелия длится всего секунду, процесс rp обычно занимает до 100 секунд. Следовательно, rp-процесс наблюдается как хвост образовавшейся рентгеновской вспышки .

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Ларс Билдстен , «термоядерное горение на быстро аккрецирующих нейтронных звезд» в Многоликий нейтронных звезд,ред. Р. Буккери, Дж. Ван Парадийс и М.А. Альпар (Kluwer), 419 (1998).
  2. ^ Schatz, H .; А. Апраамян; В. Барнард; Л. Бильдстен; А. Камминг; и другие. (Апрель 2001 г.). «End Точка р.п. процесса на аккрецирующих нейтронных звезд» . Письма с физическим обзором . 86 (16): 3471–3474. arXiv : astro-ph / 0102418 . Bibcode : 2001PhRvL..86.3471S . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.86.3471 . PMID  11328001 . S2CID  46148449 . Проверено 24 августа 2006 .
  3. ^ Auranen, K .; и другие. (2018). «Сверхразрешенный α-распад до дважды магического 100 Sn» (PDF) . Письма с физическим обзором . 121 (18): 182501. Bibcode : 2018PhRvL.121r2501A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.121.182501 . PMID 30444390 .  
  4. ^ Lahiri, S .; Гангопадхьяй, Г. (2012). «Конечная точка процесса rp с использованием релятивистского подхода среднего поля и новой формулы масс». Международный журнал современной физики E . 21 (8). arXiv : 1207.2924 . Bibcode : 2012IJMPE..2150074L . DOI : 10.1142 / S0218301312500747 . S2CID 119259433 .