p프로세스

p-process

p-과정(양성자의 경우 p)이라는 용어는 원소의 천체물리학적 기원(핵합성)에 관한 과학 문헌에서 두 가지 방법으로 사용된다.원래는 셀레늄에서 [1][2]수은에 이르는 원소들의 특정 자연발생 중성자 결핍 동위원소인 양성자 포획 과정을 지칭했다.이 핵종들은 p-핵종이라고 불리며 그 기원은 아직 완전히 밝혀지지 않았다.원래 제안된 과정은 p-nuclei를 생성할 수 없는 것으로 나타났지만, 나중에 p-process라는 용어는 p-nuclei를 [3]담당하는 것으로 추정되는 핵합성 과정을 일반적으로 언급하기 위해 사용되기도 했다.

종종 두 가지 의미는 혼동된다.따라서 최근의 과학 문헌은 천체물리학의 [4]다른 핵합성 과정과 함께 관례적으로 p-과정이라는 용어를 실제 양성자 포획 과정에만 사용할 것을 제안한다.

양성자 포획 p-과정

양성자가 풍부한 핵종은 원자핵에 하나 이상의 양성자를 순차적으로 추가함으로써 만들어질 수 있다.이러한 유형의 핵반응(p,θ)을 양성자 포획반응이라고 한다.핵에 양성자를 첨가함으로써 화학원소가 핵의 양성자 번호로 정의되기 때문에 원소가 변화한다.동시에 양성자와 중성자의 비율이 변화하여 다음 원소의 중성자 결핍 동위원소가 더 많아진다.이것은 p-nuclei의 생산에 대한 최초의 아이디어로 이어졌다: 자유 양성자(수소 원자의 핵은 항성 플라스마에 존재함)는 이미 존재하는 무거운 핵(종자 핵)에 포착되어야 한다(이전에는 s-과정 및/또는 [1][2]r-공정에서 생성됨).

그러나 안정적인 핵종(또는 거의 안정적인 핵종)에 대한 그러한 양성자 포획은 p-핵종, 특히 무거운 핵종을 생산하는데 매우 효율적이지 않다. 왜냐하면 각 양성자가 추가될 때마다 전하가 증가하여 다음 양성자의 반발이 증가하기 때문이다.핵반응의 맥락에서 이것은 쿨롱 장벽이라고 불린다.쿨롱 장벽이 높을수록 양성자가 핵에 접근하여 핵에 포착되기 위해 더 많은 운동 에너지가 필요합니다.이용 가능한 양성자의 평균 에너지는 항성 플라즈마의 온도에 의해 주어집니다.비록 이 온도가 임의로 상승할 수 있더라도(별 환경에서는 그렇지 않다), 양성자는 고온에서 포착할 수 있는 것보다 광분해에 의해 핵에서 더 빨리 제거될 것이다.가능한 대안은 온도를 너무 많이 올리지 않고도 초당 양성자 포획의 유효 수를 증가시키기 위해 매우 많은 양의 양성자를 사용할 수 있게 하는 것이다.그러나 이러한 조건은 p-과정 [3][4]현장이어야 할 핵붕괴 초신성에서는 발견되지 않는다.

매우 높은 양성자 밀도에서의 양성자 포획은 빠른 양성자 포획 과정이라고 불립니다.이들은 요구되는 높은 양성자 밀도뿐만 아니라 매우 단수명 방사성핵종이 관여하고 반응 경로가 양성자 드립 라인에 가깝다는 점에서 p-과정과 구별된다.신속한 양성자 포획 프로세스는 rp 프로세스, γp 프로세스 및 pn 프로세스이다.

역사

p-공정이라는 용어는 1957년 유명한 BFH2 논문에서 처음 제안되었습니다.저자들은 이 과정이 전적으로 p-핵에 책임이 있다고 가정하고 이것이 II형 [1]초신성으로 폭발하는 별의 수소 껍질(별 진화 참조)에서 일어난다고 제안했다.이러한 [5]초신성에서는 필요한 조건이 발견되지 않는다는 것이 나중에 밝혀졌다.

BFH와2 동시에, Alastair Cameron은 독립적으로 중성자 포획 핵합성에 또 다른 핵합성 과정을 추가할 필요성을 깨달았지만, 그 과정에 특별한 이름을 붙이지 않고 단순히 양성자 포획을 언급했다.또, 포토 통합(오늘날 γ-프로세스라고 불림)이나 p-프로세스와 포토 [2]통합의 조합등의 대안을 생각해냈다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b c Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F. (1957). "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
  2. ^ a b c Cameron, A. G. W. (1957). "Nuclear Reactions in Stars and Nucleogenesis". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (408): 201–222. Bibcode:1957PASP...69..201C. doi:10.1086/127051. JSTOR 40676435.
  3. ^ a b Arnould, M.; Goriely, S. (2003). "The p-Process of Stellar Nucleosynthesis: Astrophysics and Nuclear Physics Status". Physics Reports. 384 (1–2): 1–84. Bibcode:2003PhR...384....1A. doi:10.1016/S0370-1573(03)00242-4.
  4. ^ a b Rauscher, T. (2010). "Origin of p-Nuclei in Explosive Nucleosynthesis". Proceedings of Science. NIC XI (59). arXiv:1012.2213. Bibcode:2010arXiv1012.2213R.
  5. ^ Audouze, J.; Truran, J. W. (1975). "p-Process Nucleosynthesis in Postshock Supernova Envelope Environments". The Astrophysical Journal. 202 (1): 204–213. Bibcode:1975ApJ...202..204A. doi:10.1086/153965.