proceso rp

El proceso rp (proceso de captura rápida de protones) consiste en capturas consecutivas de protones en núcleos semilla para producir elementos más pesados. ^[1] Es un proceso de nucleosíntesis y, junto con el proceso s y el proceso r , puede ser responsable de la generación de muchos de los elementos pesados presentes en el universo. Sin embargo, es notablemente diferente de los otros procesos mencionados en que ocurre en el lado de estabilidad rico en protones en lugar de en el lado de estabilidad rico en neutrones.

El punto final del proceso rp (el elemento de mayor masa que puede crear) aún no está bien establecido, pero investigaciones recientes han indicado que en las estrellas de neutrones no puede progresar más allá del telurio . ^[2] El proceso rp se inhibe por la desintegración alfa , que pone un límite superior en el punto final en ¹⁰⁴ Te , el nucleido de desintegración alfa más ligero observado, ^[3] y la línea de goteo de protones en los isótopos ligeros de antimonio . En este punto, más capturas de protones dan como resultado una rápida emisión de protones o emisión alfa, y por lo tanto el flujo de protones se consume sin producir elementos más pesados; este proceso final se conoce como el ciclo estaño-antimonio-telurio. ^[4]

Condiciones

El proceso debe ocurrir en entornos de temperatura muy alta (por encima de 10 ⁹ kelvins ) para que los protones puedan superar la gran barrera de Coulomb para las reacciones de partículas cargadas. Un entorno rico en hidrógeno también es un prerrequisito debido al gran flujo de protones necesario. Se cree que los núcleos semilla necesarios para que ocurra este proceso se forman durante las reacciones de ruptura del ciclo CNO caliente . Normalmente, la captura de protones en el proceso rp competirá con las reacciones (α,p), ya que la mayoría de los entornos con un alto flujo de hidrógeno también son ricos en helio. La escala de tiempo para el proceso rp está determinada por las desintegraciones β ⁺ en o cerca de la línea de goteo de protones , porque la interacción débil es notoriamente más lenta que la interacción fuerte y la fuerza electromagnética a estas altas temperaturas.

Posibles sitios

Los sitios sugeridos para el proceso rp son sistemas binarios de acreción donde una estrella es una estrella de neutrones . En estos sistemas, la estrella donante está acrecentando material sobre su estrella compañera compacta. El material acrecentado suele ser rico en hidrógeno y helio debido a su origen en las capas superficiales de la estrella donante. Debido a que estas estrellas compactas tienen campos gravitatorios elevados , el material cae a gran velocidad hacia la estrella compacta, generalmente colisionando con otro material acrecentado en el camino, formando un disco de acreción . En el caso de la acreción sobre una estrella de neutrones, a medida que este material se acumula lentamente en la superficie, alcanzará una temperatura del orden de 10 ⁸ K.

Finalmente, se cree que surgen inestabilidades termonucleares en esta atmósfera caliente, lo que permite que la temperatura continúe aumentando hasta que conduce a una explosión termonuclear descontrolada del hidrógeno y el helio. Durante el destello, la temperatura aumenta rápidamente, hasta llegar a ser lo suficientemente alta como para que se produzca el proceso rp. Si bien el destello inicial de hidrógeno y helio dura solo un segundo, el proceso rp suele tardar hasta 100 segundos. Por lo tanto, el proceso rp se observa como la cola del estallido de rayos X resultante .

Véase también

núcleos p

Referencias

^ Bildsten, Lars (2010) [1998]. "Combustión termonuclear en estrellas de neutrones de rápida acreción". En van Paradijs, J.; Alpar, MA; Buccheri, R. (eds.). Las múltiples caras de las estrellas de neutrones . Springer. arXiv : astro-ph/9709094v1 . ISBN 9789048150762.
^ Schatz, H.; A. Aprahamian; V. Barnard; L. Bildsten; A. Cumming; et al. (abril de 2001). "Punto final del proceso rp en estrellas de neutrones en acreción" . Physical Review Letters . 86 (16): 3471–3474. arXiv : astro-ph/0102418 . Bibcode :2001PhRvL..86.3471S. doi :10.1103/PhysRevLett.86.3471. PMID 11328001. S2CID 46148449 . Consultado el 24 de agosto de 2006 .
^ Auranen, K.; et al. (2018). "Desintegración α superpermitida en 100Sn doblemente mágico" (PDF) . Physical Review Letters . 121 (18): 182501. Bibcode :2018PhRvL.121r2501A. doi : 10.1103/PhysRevLett.121.182501 . PMID 30444390.
^ Lahiri, S.; Gangopadhyay, G. (2012). "Punto final del proceso rp utilizando el enfoque del campo medio relativista y una nueva fórmula de masa". Revista Internacional de Física Moderna E . 21 (8). arXiv : 1207.2924 . Código Bibliográfico :2012IJMPE..2150074L. doi :10.1142/S0218301312500747. S2CID 119259433.

[1] Bildsten, Lars (2010) [1998]. "Combustión termonuclear en estrellas de neutrones de rápida acreción". En van Paradijs, J.; Alpar, MA; Buccheri, R. (eds.). Las múltiples caras de las estrellas de neutrones . Springer. arXiv : astro-ph/9709094v1 . ISBN 9789048150762.

[2] Schatz, H.; A. Aprahamian; V. Barnard; L. Bildsten; A. Cumming; et al. (abril de 2001). "Punto final del proceso rp en estrellas de neutrones en acreción" . Physical Review Letters . 86 (16): 3471–3474. arXiv : astro-ph/0102418 . Bibcode :2001PhRvL..86.3471S. doi :10.1103/PhysRevLett.86.3471. PMID 11328001. S2CID 46148449 . Consultado el 24 de agosto de 2006 .

[100sn-3] Auranen, K.; et al. (2018). "Desintegración α superpermitida en 100Sn doblemente mágico" (PDF) . Physical Review Letters . 121 (18): 182501. Bibcode :2018PhRvL.121r2501A. doi : 10.1103/PhysRevLett.121.182501 . PMID 30444390.

[rp2012-4] Lahiri, S.; Gangopadhyay, G. (2012). "Punto final del proceso rp utilizando el enfoque del campo medio relativista y una nueva fórmula de masa". Revista Internacional de Física Moderna E . 21 (8). arXiv : 1207.2924 . Código Bibliográfico :2012IJMPE..2150074L. doi :10.1142/S0218301312500747. S2CID 119259433.