RP -процесс (процесс быстрого захвата протонов) состоит из последовательных захватов протонов зародышевыми ядрами с образованием 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 упомянутых процессов тем, что происходит на стороне стабильности, богатой протонами, а не на стороне стабильности, богатой нейтронами. Конечная точка rp-процесса (элемента с наибольшей массой, который он может создать) еще точно не установлена, но недавние исследования показали, что в нейтронных звездах он не может выйти за пределы теллура . [2] RP-процесс ингибируется альфа-распадом , который устанавливает верхний предел конечной точки на уровне 104 Te , самого легкого наблюдаемого альфа-распадающегося нуклида, [3] и линии капель протонов в легких изотопах сурьмы . В этот момент дальнейший захват протонов приводит к мгновенному испусканию протонов или альфа-излучению, и, таким образом, поток протонов расходуется без образования более тяжелых элементов; этот конечный процесс известен как цикл олово-сурьма-теллур. [4]
Процесс должен происходить в очень высокотемпературных средах (выше 10 9 К ), чтобы протоны могли преодолеть большой кулоновский барьер для реакций с заряженными частицами. Богатая водородом среда также является необходимым условием из-за необходимого большого потока протонов. Считается, что зародышевые ядра, необходимые для осуществления этого процесса, образуются во время реакций прорыва 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. Временной масштаб rp-процесса определяется распадами β + на линии стекания протонов или вблизи нее , поскольку слабое взаимодействие , как известно, медленнее, чем сильное взаимодействие и электромагнитная сила при таких высоких температурах.
Предполагаемые места для rp-процесса представляют собой аккрецирующие двойные системы, в которых одна звезда является нейтронной звездой . В этих системах звезда-донор аккрецирует материал на свою компактную звезду-партнера. Аккрецированный материал обычно богат водородом и гелием из-за его происхождения из поверхностных слоев звезды-донора. Поскольку такие компактные звезды имеют сильные гравитационные поля , материал падает с высокой скоростью к компактной звезде, обычно сталкиваясь на пути с другим сросшимся материалом, образуя аккреционный диск . В случае аккреции на нейтронную звезду, по мере того, как этот материал медленно накапливается на поверхности, он достигнет температуры порядка 10 8 К. В конце концов считается, что в этой горячей атмосфере возникают термоядерные нестабильности, из-за которых температура продолжать расти, пока это не приведет к безудержному термоядерному взрыву водорода и гелия. Во время вспышки температура быстро повышается, становясь достаточно высокой для того, чтобы произошел rp-процесс. Хотя первоначальная вспышка водорода и гелия длится всего секунду, RP-процесс обычно занимает до 100 секунд. Поэтому rp-процесс наблюдается как хвост образовавшегося рентгеновского всплеска .
