Rp-процес

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку
Ядерний синтез багатого на протони ядра шляхом швидкого захоплення протонів.

rp-процес (англ. rp-process, від rapid proton capture process — «процес швидкого захоплення протонів») полягає у послідовному захопленні протонів базовим ядром з утворенням важчих елементів[1].

Це процес нуклеосинтезу. Разом з s-процесом та r-процесом, він може відповідати за утворення багатьох важких хімічних елементів всесвіту, однак суттєво відрізняється від них тим, що відбувається на багатій на протони стороні стабільності (на відміну від багатої на нейтрони сторони стабільності). Науковці ще не досягли консенсусу щодо кінцевої точки rp-процесу (елементу найвищої маси, який він може створити), однак нещодавні дослідження показали, що у нейтронних зорях процес не може йти далі за телур[2]. Rp-процес пригнічується альфа-розпадом, що ставить його верхню межу на 105Te, найлегший нуклід, в якому спостерігався альфа-розпад[3], хоча потенційно і легші ізотопи телуру можуть бути протонно-зв'язані та мати альфа-розпад.

Умови процесу[ред. | ред. код]

Процес має відбуватись лише за дуже високої температури середовища (понад 109 Кельвін), щоб протони могли подолати високий кулонівський бар'єр[en] для реакцій заряджених частинок. Також потрібне багате на гідроген середовище, оскільки необхідний великий потік протонів. Вважається, що базові ядра для цього процесу утворюються під час реакцій поділу внаслідок гарячого циклу Бете. Типово захоплення протону у rp-процесі завершиться (α,p) реакціями, оскільки більшість середовищ, багатих на гідроген, також багаті і на гелій. Часова шкала rp-процесу встановлюється β+-розпадами або обмежується лінією скидання протону[en], оскільки за цих високих температур слабка взаємодія значно повільніша за сильну взаємодію та електромагнітні сили.

Можливі місця процесу[ред. | ред. код]

Як можливі місця rp-процесу запропоновано тісні подвійні зоряні системи, в яких одна зоря є нейтронною. У таких системах відбувається акреція речовини зорі-донора на компактну нейтронну зорю. Така речовина зазвичай багата на гідроген та гелій, бо походить із зовнішніх шарів донора. Нейтронні зорі мають сильні гравітаційні поля, тому речовина падає на неї з високою швидкістю, зіштовхуючись по дорозі з іншою такою речовиною і формуючи акреційний диск. У випадку акреції на нейтронну зорю, у міру того, як захоплена речовина поступово накопичується на її поверхні, вона розігрівається до температур близько 108 K. Вважається, що врешті-решт у цій гарячій атмосфері утворюються термоядерні нестабільності, що дозволяють подальше зростання температури до початку неконтрольованого термоядерного вибуху (спалаху) гідрогену та гелію. Під час спалаху температура швидко зростає, стаючи достатньо високою для rp-процесу. При цьому, хоча початковий спалах гідрогену та гелію триває лише одну секунду, спричинений ним rp-процес триває до 100 секунд, тому він спостерігається у хвості відповідного рентгенівського спалаху[4].

Примітки[ред. | ред. код]

  1. Lars Bildsten, "Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars" in The Many Faces of Neutron Stars, ed.
  2. Schatz, H.; A. Aprahamian; V. Barnard; L. Bildsten; A. Cumming та ін. (April 2001). End Point of the rp Process on Accreting Neutron Stars. Physical Review Letters 86 (16). с. 3471–3474. Bibcode:2001PhRvL..86.3471S. PMID 11328001. arXiv:astro-ph/0102418. doi:10.1103/PhysRevLett.86.3471. Процитовано 2006-08-24. (потрібна підписка). 
  3. Tuli, Jagdish K. (2005). Nuclear Wallet Cards (вид. 7th). National Nuclear Data Center. Процитовано 2007-08-16. 
  4. Andrew Cumming. Thermonuclear X-ray bursts and the rp-process. 

Див. також[ред. | ред. код]