rp 프로세스

rp-process
빠른 양성자 포획에 의한 양성자 풍부 핵합성

rp-프로세스(급속 양성자 포획 프로세스)는 무거운 [1]원소를 생성하기 위해 씨앗 핵에 대한 연속적인 양성자 포획으로 구성됩니다.이것은 핵합성 과정이며, s-과정과 r-과정과 함께 우주에 존재하는 많은 무거운 원소들의 생성에 책임이 있을 수 있다.단, 안정성의 중성자가 풍부한 쪽이 아니라 안정성의 양성자가 풍부한 쪽에서 발생한다는 점에서 언급된 다른 과정과는 현저하게 다르다.RP-과정(생성할 수 있는 가장 높은 질량의 원소)의 끝점은 아직 잘 확립되지 않았지만, 최근 연구에 따르면 중성자별에서는 텔루륨을 [2]넘어서는 진행이 불가능하다는 것이 밝혀졌다.rp-과정은 Te의 끝점, 가장 가벼운 [3]알파 감소 핵종 및 가벼운 안티몬 동위원소의 양성자 드립 라인에 대한 상한을 설정하는 알파 붕괴에 의해 억제된다.이 시점에서 양성자를 추가로 포획하면 양성자 방출 또는 알파 방출이 즉시 이루어지며, 따라서 양성자 플럭스는 무거운 원소를 생성하지 않고 소비된다. 이 최종 과정을 주석-안티몬-텔루륨 [4]사이클이라고 한다.

조건들

양성자가 하전 입자 반응을 위해 큰 쿨롱 장벽을 극복할 수 있도록 이 과정은 매우 높은 온도 환경(10 켈빈 이상9)에서 일어나야 합니다.수소가 풍부한 환경 또한 양성자 플럭스가 크기 때문에 필수 조건이다.이 과정이 일어나는 데 필요한 종자핵은 뜨거운 CNO 사이클로부터의 브레이크아웃 반응 중에 형성되는 것으로 생각된다.일반적으로 rp-공정에서 양성자 포획은 (α,p) 반응과 경쟁합니다. 수소 플럭스가 높은 대부분의 환경도 헬륨이 풍부하기 때문입니다.RP-프로세스의 시간 척도는 양성자 드립 라인 또는 그 부근에서 β로+ 감소한다. 왜냐하면 약한 상호작용은 이러한 고온에서 강한 상호작용과 전자기력보다 느리기로 악명 높기 때문이다.

가능한 사이트

rp-과정에 대해 제안된 사이트는 하나의 별이 중성자별인 쌍성계이다.이러한 시스템에서는 기증자별이 콤팩트한 파트너별에 물질을 축적합니다.축적된 물질은 보통 수소와 헬륨이 풍부합니다. 왜냐하면 그것은 기증 별의 표면층으로부터 기원하기 때문입니다.이러한 콤팩트한 별들은 높은 중력장을 가지고 있기 때문에, 이 물질은 콤팩트한 별 쪽으로 빠른 속도로 떨어지며, 보통 이동 중에 생긴 다른 물질과 충돌하여 강착 원반을 형성합니다.중성자별에 부착되는 경우, 이 물질은 표면에서 서서히 축적되기 때문에 일반적으로 10 K 정도의8 높은 온도를 가질 것이다.결국, 열핵 불안정성은 이 뜨거운 대기에서 발생하며, 수소와 헬륨의 폭주 열핵 폭발로 이어질 때까지 온도가 계속 상승할 수 있다고 믿어진다.플래시 중에는 온도가 빠르게 상승하여 rp-process가 발생할 수 있을 정도로 높아집니다.수소와 헬륨의 초기 섬광은 1초밖에 지속되지 않지만 rp-프로세스에는 일반적으로 최대 100초가 소요됩니다.따라서 rp-프로세스가 결과 X선 버스트의 꼬리로 관찰됩니다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Bildsten, Lars (2010) [1998]. "Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars". In van Paradijs, J.; Alpar, M.A.; Buccheri, R. (eds.). The Many Faces of Neutron Stars. Springer. arXiv:astro-ph/9709094v1. ISBN 9789048150762.
  2. ^ Schatz, H.; A. Aprahamian; V. Barnard; L. Bildsten; A. Cumming; et al. (April 2001). "End Point of the rp Process on Accreting Neutron Stars". 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. Retrieved 2006-08-24.
  3. ^ Auranen, K.; et al. (2018). "Superallowed α decay to doubly magic 100Sn" (PDF). Physical Review Letters. 121 (18): 182501. Bibcode:2018PhRvL.121r2501A. doi:10.1103/PhysRevLett.121.182501. PMID 30444390.
  4. ^ Lahiri, S.; Gangopadhyay, G. (2012). "Endpoint of rp process using relativistic mean field approach and a new mass formula". International Journal of Modern Physics E. 21 (8). arXiv:1207.2924. Bibcode:2012IJMPE..2150074L. doi:10.1142/S0218301312500747. S2CID 119259433.