rp过程 (快质子捕获过程)包括一连串的质子被种核 捕获形成重元素。[ 1] 。这是结合s过程 和r过程 的核合成 过程,也许要对当前宇宙许多世代的重元素形成负起责任。然而,他有与其他被提及的过程有所不同而值得特别注意,因为它发生在稳定而富含质子的一侧,相对的另一边则是稳定但富含中子。rp过程的终点(他能制造的最重元素)虽然还不能确定,但是目前的研究显示在中子星 内不可能比碲 更重。[ 2] 虽然更轻的,而且稳定的碲同位素也可以经由α衰变形成,但rp过程受到α衰变 的抑制,使得终点被限制在105 Te ,这是被观测到能进行α衰变的最轻原子核[ 3] 。
条件
这种过程必须很高的温度(大约1 x 109 k 或是1亿K),所以质子可以克服带电粒子间巨大的库仑障壁 而作用。由于需要巨大的质子流,所以富含氢的环境是必要的先决条件。这个过程的种核被认为可以在热的碳氮氧循环 形成的期间中产生。在rp过程中独特的质子捕获必须和(α,p)竞争,因为富含氢流量的环境中通常也有丰富的氦流量。rp过程的时间尺度是由β+ 衰变或是质子滴线 设定的,因为弱交互作用 比强交互作用 和电磁力 慢是众所周知的事实。
可能的场所
rp过程可能进行的场所被认为是有致密伴星,即使是低质量的黑洞 或中子星 ,的双星系统。在这些系统中的另一颗恒星(通常是红巨星 )供应 致密恒星所需要的物质。由于这些物质来自共生恒星的表面,因此富含氢与氦,而因为致密恒星的强重力场 ,物质会以高速度 落向这颗伴星,而通常在路途上会与其他的物质碰撞而形成吸积盘 。在这样的情况下,中子星的吸积作用,会使物质在表面缓慢的累积,并有著极高的温度,典型的温度是1×108 K,同时成为电子简并物质 。最后,因为物质的电子简并,他被相信在高热的大气层中会出现热不稳定的状态。温度的增加不会导致压力的增大,因此温度将持续的上升,直到引发逃离的热核爆炸 ,这就是我们所谓的rp过程。在观测上,中子星双星的rp过程被认为就是X射线爆发 。
参考资料
^ Lars Bildsten, "Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars" (页面存档备份 ,存于互联网档案馆 ) in The Many Faces of Neutron Stars, ed. R. Buccheri, J. van Paradijs, & M. A. Alpar (Kluwer), 419 (1998)
^ Schatz, H.; A. Aprahamian, V. Barnard, L. Bildsten, A. Cumming, M. Ouellette, T. Rauscher, F.-K. Thielemann, and M. Wiescher. End Point of the rp Process on Accreting Neutron Stars . Physical Review Letters. April 2001, 86 (16): 3471–3474 [2006-08-24 ] . doi:10.1103/PhysRevLett.86.3471 . (原始内容存档 于2019-12-10).
^ Tuli, Jagdish K. Nuclear Wallet Cards 7th Ed. National Nuclear Data Center. 2005 [2007-08-16 ] . (原始内容存档 于2019-05-03).
类型 单独脉冲星 联脉冲星 性质 相关条目 发现 探测的人造卫星 其它