Термин p-процесс ( p для протона ) используется в научной литературе двояко, касаясь астрофизического происхождения элементов ( нуклеосинтеза ). Первоначально оно относилось к процессу захвата протонов , который предполагался как источник некоторых природных нейтронодефицитных изотопов элементов от селена до ртути . [1] [2] Эти нуклиды называются p-ядрами , и их происхождение до сих пор до конца не изучено. Хотя было показано, что первоначально предложенный процесс не может производить p-ядра, позже термин p-процесс иногда использовался для обозначения любого процесса нуклеосинтеза , который, как предполагалось, отвечает за p-ядра. [3]
Часто эти два значения путают. Поэтому недавняя научная литература предлагает использовать термин p-процесс только для реального процесса захвата протона, как это принято в отношении других процессов нуклеосинтеза в астрофизике. [4]
Богатые протонами нуклиды можно получить путем последовательного добавления одного или нескольких протонов к атомному ядру . Такая ядерная реакция типа (p,γ) называется реакцией захвата протона . Добавляя протон к ядру, элемент изменяется, поскольку химический элемент определяется числом протонов ядра. В то же время изменяется соотношение протонов и нейтронов , в результате чего изотоп следующего элемента становится более нейтронодефицитным. Это привело к оригинальной идее образования p-ядер: свободные протоны (ядра атомов водорода присутствуют в звездной плазме ) должны захватываться на тяжелые ядра ( затравочные ядра ), также уже присутствующие в звездной плазме (ранее произведенные в звездной плазме). s -process и/или r -process ). [1] [2]
Однако такие захваты протонов на стабильных нуклидах (или почти стабильных) не очень эффективны для образования p-ядер, особенно более тяжелых, поскольку электрический заряд увеличивается с каждым добавленным протоном, что приводит к усилению отталкивания следующего протона. добавлено по закону Кулона . В контексте ядерных реакций это называется кулоновским барьером . Чем выше кулоновский барьер, тем больше кинетической энергии требуется протону, чтобы приблизиться к ядру и захватить его. Средняя энергия доступных протонов определяется температурой звездной плазмы. Даже если бы эту температуру можно было произвольно увеличить (чего не происходит в звездном окружении), протоны были бы удалены из ядра быстрее в результате фоторасщепления , чем они могли бы быть захвачены при высокой температуре. Возможная альтернатива — иметь очень большое количество протонов, чтобы увеличить эффективное количество захватов протонов в секунду без необходимости слишком сильно повышать температуру. Однако такие условия не встречаются в сверхновых с коллапсом ядра , которые, как предполагалось, были местом p-процесса. [3] [4]
Захват протонов при чрезвычайно высоких плотностях протонов называется процессами быстрого захвата протонов . Они отличаются от p-процесса не только необходимой высокой плотностью протонов, но и тем, что в них участвуют очень короткоживущие радионуклиды и путь реакции расположен вблизи линии стекания протонов . Процессы быстрого захвата протона — это rp-процесс , νp-процесс и pn-процесс .
Термин p-процесс был первоначально предложен в знаменитой статье B 2 FH в 1957 году. Авторы предположили, что этот процесс ответственен исключительно за p-ядра, и предположили, что он происходит в водородной оболочке (см. также звездную эволюцию ) Звезда взорвалась как сверхновая II типа . [1] Позже было показано, что в таких сверхновых не обнаруживаются необходимые условия. [5]
Одновременно с B 2 FH Аластер Кэмерон независимо осознал необходимость добавления к нейтронозахватному нуклеосинтезу еще одного процесса нуклеосинтеза, но просто упомянул о захвате протонов, не присвоив этому процессу специального названия. Он также думал об альтернативах, например, о фотораспаде (сегодня называемом γ-процессом ) или о комбинации p-процесса и фотораспада. [2]
