P-süreci

P-süreci (proton için p) terimi, elementlerin astrofiziksel kökeniyle (nükleosentez) ilgili bilimsel literatürde iki şekilde kullanılmaktadır. Başlangıçta, selenyumdan cıvaya kadar bazı elementlerin doğal olarak oluşan, nötrondan yoksun izotoplarının kaynağı olan bir proton yakalama sürecine atıfta bulundu. Bu çekirdeklere p-çekirdekleri denir ve bunların kökeni hala tam olarak anlaşılamamıştır. Başlangıçta önerilen sürecin p-çekirdeklerini üretemediği gösterilmiş olsa da, daha sonra p-süreci terimi bazen genel olarak p-çekirdeklerinden sorumlu olduğu varsayılan herhangi bir nükleosentez sürecini belirtmek için kullanılmıştır.

Çoğu zaman, iki anlam karıştırılır. Bu nedenle, son bilimsel literatür, astrofizikteki diğer nükleosentez işlemlerinde alışılageldiği üzere, p-süreci terimini yalnızca gerçek proton yakalama işlemi için kullanmayı önerir.

Proton yakalama p süreci

Proton açısından zengin nüklitler, bir atom çekirdeğine sırayla bir veya daha fazla proton eklenerek üretilebilir. (P, γ) tipi böyle bir nükleer reaksiyona proton yakalama reaksiyonu denir. Bir çekirdeğe bir proton ekleyerek, element değiştirilir çünkü kimyasal element bir çekirdeğin proton sayısı ile tanımlanır. Aynı zamanda, protonların nötronlara oranı değiştirilir ve bir sonraki elementin daha nötron eksik izotopu ile sonuçlanır. Bu, p-çekirdeklerinin üretimi için orijinal fikre yol açtı: serbest protonlar (hidrojen atomlarının çekirdekleri yıldız plazmalarında mevcuttur), yıldız plazmasında da zaten mevcut olan ağır çekirdeklerde (çekirdek çekirdekleri) yakalanmalıdır (daha önce s-süreci veya r-süreci).

Bununla birlikte, kararlı çekirdeklerin (veya neredeyse kararlı) üzerinde bu tür proton yakalamaları, özellikle ağır olanlar, Coulomb yasasına göre, eklenen her protonla birlikte elektrik yükü artar ve eklenecek olan bir sonraki protonun itilmesinin artmasına neden olur Nükleer reaksiyonlar bağlamında buna Coulomb bariyeri denir. Coulomb bariyeri ne kadar yüksekse, bir protonun bir çekirdeğe yaklaşması ve onun tarafından yakalanması için o kadar fazla kinetik enerji gerekir. Mevcut protonların ortalama enerjisi, yıldız plazmasının sıcaklığı tarafından verilir. Bu sıcaklık keyfi olarak arttırılabilse bile (yıldız ortamlarında durum böyle değildir), protonlar, yüksek sıcaklıkta yakalanabileceklerinden daha hızlı foto ayrıştırma ile çekirdekten daha hızlı uzaklaştırılır. Olası bir alternatif, sıcaklığı çok fazla yükseltmek zorunda kalmadan saniyede etkili proton yakalama sayısını artırmak için çok fazla sayıda protona sahip olmak olabilir. Bununla birlikte, bu tür koşullar, p-işleminin sahası olduğu varsayılan çekirdek çöküşü süpernovalarında bulunmaz.

Son derece yüksek proton yoğunluklarında proton yakalamalarına hızlı proton yakalama süreçleri denir. Sadece gerekli yüksek proton yoğunluğu ile değil, aynı zamanda çok kısa ömürlü radyonüklitlerin dahil olması ve reaksiyon yolunun proton damlama hattına yakın konumlandırılması ile p-sürecinden farklıdırlar. Hızlı proton yakalama süreçleri; rp süreci, νp süreci ve pn sürecidir.