rp过程; zh-tw:rp過程
rp过程（快质子捕获过程）包括一连串的质子被种核捕获形成重元素。[1]。这是结合s过程和r过程的核合成过程，也许要对当前宇宙许多世代的重元素形成负起责任。然而，他有与其他被提及的过程有所不同而值得特别注意，因为它发生在稳定而富含质子的一侧，相对的另一边则是稳定但富含中子。rp过程的终点（他能制造的最重元素）虽然还不能确定，但是目前的研究显示在中子星内不可能比碲更重。[2]虽然更轻的，而且稳定的碲同位素也可以经由α衰变形成，但rp过程受到α衰变的抑制，使得终点被限制在105Te，这是被观测到能进行α衰变的最轻原子核[3]。
条件
这种过程必须很高的温度（大约1 x 109 k或是1亿K），所以质子可以克服带电粒子间巨大的库仑障壁而作用。由于需要巨大的质子流，所以富含氢的环境是必要的先决条件。这个过程的种核被认为可以在热的碳氮氧循环形成的期间中产生。在rp过程中独特的质子捕获必须和(α,p)竞争，因为富含氢流量的环境中通常也有丰富的氦流量。rp过程的时间尺度是由β+衰变或是质子滴线设定的，因为弱相互作用比强相互作用和电磁力慢是众所周知的事实。
可能的场所
rp过程可能进行的场所被认为是有致密伴星，即使是低质量的黑洞或中子星，的双星系统。在这些系统中的另一颗恒星（通常是红巨星）供应致密恒星所需要的物质。由于这些物质来自共生恒星的表面，因此富含氢与氦，而因为致密恒星的强重力场，物质会以高速度落向这颗伴星，而通常在路途上会与其他的物质碰撞而形成吸积盘。在这样的情况下，中子星的吸积作用，会使物质在表面缓慢的累积，并有着极高的温度，典型的温度是1×108 K，同时成为电子简并物质。最后，因为物质的电子简并，他被相信在高热的大气层中会出现热不稳定的状态。温度的增加不会导致压力的增大，因此温度将持续的上升，直到引发逃离的热核爆炸，这就是我们所谓的rp过程。在观测上，中子星双星的rp过程被认为就是X射线爆发。
参考资料
- ^ Lars Bildsten, "Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars" （页面存档备份，存于互联网档案馆） in The Many Faces of Neutron Stars, ed. R. Buccheri, J. van Paradijs, & M. A. Alpar (Kluwer), 419 (1998)
- ^ Schatz, H.; A. Aprahamian, V. Barnard, L. Bildsten, A. Cumming, M. Ouellette, T. Rauscher, F.-K. Thielemann, and M. Wiescher. End Point of the rp Process on Accreting Neutron Stars. Physical Review Letters. April 2001, 86 (16): 3471–3474 [2006-08-24]. doi:10.1103/PhysRevLett.86.3471. （原始内容存档于2019-12-10）.
- ^ Tuli, Jagdish K. Nuclear Wallet Cards 7th Ed. National Nuclear Data Center. 2005 [2007-08-16]. （原始内容存档于2019-05-03）.
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