Der rp-Prozess (schneller Protoneneinfangprozess) besteht aus sukzessiven Protoneneinfängen auf Ausgangskerne , wodurch schwerere Elemente entstehen. [ 1 ] Es handelt sich um einen Nukleosyntheseprozess , der zusammen mit dem s -Prozess und dem r -Prozess für die Entstehung vieler schwerer Elemente im Universum verantwortlich sein könnte. Er unterscheidet sich jedoch wesentlich von den anderen genannten Prozessen, da er auf der protonenreichen Seite des Stabilitätsbereichs stattfindet, im Gegensatz zur neutronenreichen Seite.
Der Endpunkt des rp-Prozesses (das massivste Element, das er erzeugen kann) ist noch nicht eindeutig geklärt, aber Untersuchungen zeigen, dass er in Neutronensternen nicht über Tellur hinausgeht . [ 2 ] Der definitive Endpunkt wird bei 10⁷ Te erreicht, da Instabilität gegenüber Alpha-Zerfall auftritt und vorwiegend photoneninduzierter Zerfall oder (γ,α)-Reaktionen den Prozess zurück auf sich selbst führen. Daher könnte ein rp-Prozess nur Kerne mit Massenzahlen bis zu 10⁶ oder 10⁷ erzeugen. Danach führen weitere Protoneneinfänge zu prompter Protonen- oder Alpha-Emission, wodurch der Protonenfluss verbraucht wird, ohne dass schwerere Elemente entstehen; dieser Endprozess ist als Zinn-Antimon-Tellur-Zyklus bekannt, [ 3 ] wobei eine neuere Quelle behauptet, dass dieser tatsächlich nicht erreicht wird.
Bedingungen
Der Prozess muss in Umgebungen mit sehr hohen Temperaturen (über 10⁹ Kelvin) ablaufen , damit die Protonen die hohe Coulomb-Barriere für Reaktionen geladener Teilchen überwinden können. Eine wasserstoffreiche Umgebung ist aufgrund des benötigten hohen Protonenflusses ebenfalls Voraussetzung. Die für diesen Prozess notwendigen Keimkerne entstehen vermutlich bei Ausbruchsreaktionen aus dem heißen CNO-Zyklus . Typischerweise konkurriert der Protoneneinfang im rp-Prozess mit (α,p)-Reaktionen, da die meisten Umgebungen mit hohem Wasserstofffluss auch reich an Helium sind. Die Zeitskala des rp-Prozesses wird durch β⁺-Zerfälle an oder nahe der Protonentropflinie bestimmt , da die schwache Wechselwirkung bei diesen hohen Temperaturen bekanntermaßen langsamer ist als die starke Wechselwirkung und die elektromagnetische Kraft .
Mögliche Standorte
Als mögliche Orte für den rp-Prozess werden akkretierende Doppelsternsysteme vorgeschlagen, in denen einer der Sterne ein Neutronenstern ist . In diesen Systemen akkretiert der Spenderstern Material auf seinen kompakten Partnerstern. Das akkretierte Material ist aufgrund seines Ursprungs in den Oberflächenschichten des Spendersterns üblicherweise reich an Wasserstoff und Helium. Da solche kompakten Sterne starke Gravitationsfelder besitzen , fällt das Material mit hoher Geschwindigkeit auf den kompakten Stern zu und kollidiert dabei meist mit anderem akkretierten Material, wodurch eine Akkretionsscheibe entsteht . Im Falle der Akkretion auf einen Neutronenstern erreicht dieses Material, während es sich langsam auf der Oberfläche ansammelt, eine Temperatur in der Größenordnung von 10⁸ K.
Man geht davon aus, dass in dieser heißen Atmosphäre schließlich thermonukleare Instabilitäten entstehen, die die Temperatur weiter ansteigen lassen, bis es zu einer unkontrollierten thermonuklearen Explosion von Wasserstoff und Helium kommt. Während des Blitzes steigt die Temperatur rapide an und erreicht einen Wert, der für den rp-Prozess ausreicht. Während der anfängliche Blitz von Wasserstoff und Helium nur eine Sekunde dauert, nimmt der rp-Prozess typischerweise bis zu 100 Sekunden in Anspruch. Daher wird der rp-Prozess als Ausklang des resultierenden Röntgenausbruchs beobachtet .
Siehe auch
Referenzen
- ^ Bildsten, Lars (2010) [1998]. „Thermonukleares Brennen auf schnell akkretierenden Neutronensternen“. In: van Paradijs, J.; Alpar, M. A.; Buccheri, R. (Hrsg.). Die vielen Gesichter der Neutronensterne . Springer. arXiv : astro-ph/9709094v1 . ISBN 9789048150762Die
- Schatz , H.; A. Aprahamian; V. Barnard; L. Bildsten; A. Cumming; et al. (April 2001). „ Endpunkt des rp- Prozesses auf akkretierenden Neutronensternen“ . 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. Abgerufen am 24. August 2006 .
- ^ Lahiri, S.; Gangopadhyay, G. (2012). „Endpunkt des rp- Prozesses unter Verwendung des relativistischen Mittelfeldansatzes und einer neuen Massenformel“. International Journal of Modern Physics E. 21 ( 8). arXiv : 1207.2924 . Bibcode : 2012IJMPE..2150074L . doi : 10.1142/S0218301312500747 . S2CID 119259433 .
