p核

p 核( p は陽子が豊富なことを表す) は、セレンから水銀までの一部の元素の陽子が豊富な天然同位体であり、 s過程またはr 過程のいずれでも生成できません。

Burbidge、Burbidge、Fowler、Hoyle (1957) ^[1]と AGW Cameron (1957) ^[2]による古典的で画期的な研究は、鉄元素以外の天然核種の大半が、s過程とr過程という2種類の中性子捕獲過程で生成される方法を示しました。自然界で見つかる陽子過剰核種の中には、これらの過程で生成されないものがあり、そのため、合成するには少なくとも1つの追加プロセスが必要です。これらの核種はp核と呼ばれます。

p核の定義はs過程とr過程に関する最新の知識に依存するため（元素合成も参照）、35個のp核の元のリストは、下の表に示すように、長年にわたって変更される可能性があります。たとえば、¹⁵² Gdと¹⁶⁴ Erの存在比には、少なくともs過程からの強い寄与が含まれていることが今日認識されています。^{[3]これは、} r過程でさらに少量生成される可能性のある¹¹³ Inと¹¹⁵ Snの存在比にも当てはまるようです。 ^[4]

長寿命 放射性核種 92 ^Nb、⁹⁷ Tc、⁹⁸ Tc、¹⁴⁶ Sm、¹⁵⁰ Gd、および¹⁵⁴ Dy ^[5]は、地球上ではもはや自然には発生しないため、古典的に定義された p 核には含まれません。ただし、上記の定義によれば、これらは s 過程または r 過程のいずれでも生成できないため、p 核でもあります。これらの崩壊生成物がプレソーラー粒子中に発見されたことから、少なくとも⁹² Nb と^{146 Sm が}太陽系星雲に存在していたと推測できます。これにより、太陽系形成前にこれらの p 核が最後に生成されてから経過した時間を推定できる可能性があります。^[6]

p核は非常に稀である。p核である元素の同位体は、通常、同じ元素の他の同位体よりも10倍から1000倍ほど少ない。p核の存在量は、地球化学調査と隕石物質およびプレソーラー粒子の分析によってのみ決定できる。恒星のスペクトルでは特定できない。したがって、p核の存在量に関する知識は太陽系のものに限定されており、太陽のp核の存在量が天の川銀河に典型的であるかどうかは不明である。^[7]

p核の天体物理学的生成はまだ完全には解明されていない。現在のコンピュータシミュレーションによると、コア崩壊型超新星で好まれるγ過程（下記参照）では、十分な量のp核をすべて生成することはできない。このため、以下に概説するように、追加の生成メカニズムと天体物理学的場所が調査中である。また、すべてのp核の原因となる単一のプロセスがあるのではなく、いくつかの天体物理学的場所での異なるプロセスが特定の範囲のp核を生成すると考えられる。^[11]

p 核を生成する関連プロセスを探す場合、通常は、考えられる生成メカニズム (プロセス) を特定し、さまざまな天体物理学の現場でその実現可能性を調査する方法がとられます。以下の議論でも同じロジックが適用されます。

原理的には、陽子過剰核種を生成するには2つの方法があります。核種に陽子を連続的に追加するか（これらは（p,γ）型の核反応です）、または（γ,n）型の光崩壊のシーケンスを通じて核から中性子を除去するかです。 ^{[7] [11]}

天体物理学的環境で遭遇する条件下では、陽子捕獲によってp核を得ることは困難である。なぜなら、核のクーロン障壁は陽子数の増加とともに増加するからである。クーロン障壁が高いほど、陽子を原子核に取り込む（捕獲する）のにより多くのエネルギーが必要となる。陽子の利用可能な平均エネルギーは、恒星プラズマの温度によって決まる。しかし、温度が上昇すると、（p,γ）捕獲を打ち消す（γ,p）光崩壊も加速する。これを回避する唯一の方法は、利用可能な陽子の数を非常に多くして、低温でも1秒あたりの捕獲の有効数を大きくすることである。極端な場合（以下で説明するように）、これは捕獲が停止した後にのみ安定核種に崩壊する、極めて短寿命の放射性核種の合成につながる。 ^{[7] [11]}

p核の生成メカニズムを探索するには、恒星プラズマの温度と陽子密度の適切な組み合わせを調査する必要があります。さらに、核プロセスに使用できる時間、および最初に存在する核種（シード核）の数と種類もパラメータとなります。

p過程においては、安定核種による少数の陽子捕獲によってp核が生成されたと示唆されている。種核はs過程とr過程に由来し、すでに恒星プラズマ中に存在している。上で概説したように、このような過程を経てすべてのp核を説明することは非常に困難であるが、当初はまさに​​これを達成することが示唆されていた。^{[1] [2] [7]後に、必要な条件は}恒星や恒星の爆発では達成されないことが示された。^[12]

歴史的な意味に基づいて、 p プロセスという用語は、陽子捕獲が関与していない場合でも p 核を合成するあらゆるプロセスに使用されることがありますが、この使用は推奨されません。

p核は、 s過程およびr過程の核の光崩壊によっても得られる。約2～3 ギガケルビン（GK）の温度と数秒の短い過程時間（爆発過程が必要）では、既存の核の光崩壊は小さく、必要なp核の微量存在比を生成するのにちょうど十分な程度である。^{[7] [13]}これは、光崩壊が高エネルギー光子（ガンマ線）によって引き起こされる（γ、n）、（γ、α）、および（γ、p）タイプの核反応によって進行するため、γ過程（ガンマ過程）と呼ばれる。^[13]

十分に強力なニュートリノ源が利用可能であれば、核反応によって特定の核種、例えばコア崩壊型超新星における^7Li、^11B、^19F、^138Laが直接生成される可能性がある。^[14]

p過程においては、安定な原子核または弱い放射性 原子核に陽子が付加される。恒星プラズマ中に高い陽子密度がある場合、短寿命の放射性核種であってもベータ崩壊する前に1つ以上の陽子を捕獲することができる。これにより、核合成経路は安定核の領域から核種チャートの陽子が非常に多い側へと急速に移動する。これを急速陽子捕獲と呼ぶ。^[11]

ここで、一連の (p,γ) 反応は、原子核のベータ崩壊がさらなる陽子捕獲よりも速くなるか、陽子ドリップ ラインに到達するまで進行します。どちらの場合も、ベータ崩壊する前に再び陽子を捕獲できる原子核が生成されるまで、1 つまたは複数の連続ベータ崩壊が発生します。その後、陽子捕獲シーケンスが続きます。

^{陽子捕獲とベータ崩壊はどちらも速いため、 56} Niまでの最も軽い核の領域を1 秒以内にカバーすることが可能です。ただし、 ⁵⁶ Ni から始めて、反応経路でいくつかの待機ポイントに遭遇します。これらは、(プロセスの時間スケールと比較して) 比較的長い半減期を持ち、ゆっくりとしか陽子を追加できない核種です (つまり、 (p,γ) 反応の断面積が小さい)。このような待機ポイントの例は、⁵⁶ Ni、⁶⁰ Zn、⁶⁴ Ge、⁶⁸ Se です。反応経路の詳細な条件と場所によっては、さらに待機ポイントが重要になる場合があります。このような待機ポイントの半減期は、通常、数分から数日です。したがって、反応シーケンスの継続に必要な時間が大幅に増加します。この急速な陽子捕獲に必要な条件が短時間しか存在しない場合（爆発的な天体物理学的イベントの時間スケールは数秒のオーダーである）、待機ポイントはより重い原子核への反応の継続を制限または妨げます。^[15]

p 核を生成するには、プロセス パスに、目的の p 核と同じ質量数(ただし通常はより多くの陽子を含む) を持つ核種を含める必要があります。これらの核種は、急速な陽子捕獲が停止した後、一連のベータ崩壊によって p 核に変換されます。

主要カテゴリである急速陽子捕獲のバリエーションには、rp 過程、pn 過程、νp 過程があり、以下で簡単に説明します。

いわゆるrpプロセス（rpは急速陽子捕獲の略）は、上で説明した急速陽子捕獲プロセスの最も純粋な形です。10 ²⁸陽子/cm ³と温度付近2 × 10 ⁹  Kでは、反応経路は陽子滴下線に近くなります。^[15]処理時間が10～600秒であれば、待機点を橋渡しすることができます。待機点核種はより多く生成され、各待機点の「後ろ」の核種の生成はますます抑制されます。

^{最終的な終点は104} Te付近で達成される。これは、反応経路が、アルファ崩壊によって崩壊する核種の領域に突き当たり、経路がループして元に戻るからである。^{[16]したがって、rpプロセスでは、}質量数が104以下の p核種しか生成できない。

急速陽子捕獲過程における待機点は、待機点原子核の陽子捕獲やベータ崩壊よりもはるかに速い (n,p) 反応によって回避できます。これにより、重元素の生成に必要な時間が大幅に短縮され、数秒以内に効率的に生成できます。^[7]ただし、これには (少量の) 自由中性子が必要ですが、これは通常、このような陽子過剰プラズマには存在しません。自由中性子を得る 1 つの方法は、急速陽子捕獲と同時に発生する他の反応によって中性子を放出することです。これは、中性子過剰急速陽子捕獲またはpn 過程と呼ばれます。^[17]

陽子過剰環境での加速（n,p）反応に必要な中性子を得るもう一つの可能​​性は、陽子の反ニュートリノ捕獲を利用することである（
ν
_e+
p
→
e⁺
+
ん
）、陽子と反ニュートリノを陽電子と中性子に変えるプロセスである。（反）ニュートリノは陽子と非常に弱い相互作用しか持たないため、高陽子密度のプラズマには大量の反ニュートリノが作用する必要がある。これをνp過程（ニューp過程）と呼ぶ。 ^[18]

大質量星は、中心核崩壊型超新星爆発でその生涯を終えます。このような超新星爆発では、爆発による衝撃波が星の中心から外層を通り抜け、外層を放出します。衝撃波が星の O/Ne 殻に達すると (星の進化も参照)、1～2 秒間、Ν過程の条件に達します。

p核の大部分はこの方法で作ることができるが、p核のいくつかの質量領域はモデル計算で問題となることが判明している。質量数A < 100のp核は、𝛾過程では生成できないことは、すでに数十年前から知られている。^{[7] [13]現代のシミュレーションでは、} 150 ≤ A ≤ 165の範囲でも問題が発生することがわかっている。^{[11] [19]}

p核^{138 Laはζ過程では生成されないが、} ν過程では生成される。このようなコア崩壊型超新星の中心には高温の中性子星が形成され、高強度のニュートリノを放射する。ニュートリノは爆発する星の外層とも相互作用し、核反応を引き起こして¹³⁸ Laやその他の原子核を生成する。^{[14] [19]}また、^{180m Taもこの}ν過程から寄与を受ける可能性がある。

^[18]では、星の外層におけるγ過程を、中性子星に近い星の最深層で起こるが、中性子星の表面に落ちるのではなく放出される別の過程によって補うことが示唆されている。形成中の中性子星からのニュートリノの初期の大量流入により、これらの層は反応によって極めて陽子に富むようになる。
ν
_e+
ん
→
e⁻
+
p
反ニュートリノフラックスは最初は弱いですが、それでも陽子の数が多いため、少数の中性子が生成されます。これにより、これらの深層で⁠ ⁠${\displaystyle \nu \mathrm {p} }$プロセスが可能になります。爆発のタイムスケールが短く、重い原子核のクーロン障壁が高いため、このような νp プロセスでは、最も軽い p 原子核しか生成されない可能性があります。どの原子核がどれだけ生成されるかは、シミュレーションの多くの詳細と、まだ完全には理解されていないコア崩壊型超新星の実際の爆発メカニズムに敏感に依存します。^{[18] [20]}

熱核超新星は、連星系内の白色矮星の爆発であり、白色矮星の表面に集積した伴星からの物質の熱核反応によって引き起こされます。集積した物質は水素（陽子）とヘリウム（α粒子）を豊富に含み、核反応が起こり得るほど高温になります。

文献では、このような爆発のモデルが数多く議論されており、そのうち 2 つは p 核生成の可能性について検討されています。これらの爆発はいずれもニュートリノを放出しないため、ν 過程と νp 過程は不可能です。rp 過程に必要な条件も達成されていません。

このような超新星におけるp核生成の可能性の詳細は、伴星から集積した物質（その後のすべてのプロセスの種核）の組成に敏感に依存します。これは星ごとに大きく変化する可能性があるため、熱核超新星におけるp核生成に関するすべての記述とモデルは大きな不確実性を伴う傾向があります。^[7]

熱核超新星のコンセンサスモデルでは、白色矮星はチャンドラセカール限界を超えた後に物質の集積によって爆発すると仮定されている。これは収縮と加熱により縮退条件下で爆発的な炭素燃焼が引き起こされるためである。核燃焼前線が白色矮星を内側から外側に走り抜け、白色矮星をバラバラにする。その後、白色矮星の表面直下の最も外側の層（太陽の0.05質量の物質を含む）は、γ過程に適した条件を示す。^[21]

p核は、コア崩壊型超新星のγ過程と同じ方法で生成され、同じ困難に遭遇する。さらに、¹³⁸ Laと^180m Taは生成されない。s過程の存在量の増加を仮定してシード存在量を変化させると、結果として生じるp核の存在量のみが拡大され、上記の核質量範囲における相対的な生成不足の問題が解決されない。^[7]

Ia型超新星のサブクラス、いわゆるサブチャンドラセカール超新星では、白色矮星はチャンドラセカール限界に達するずっと前に爆発する可能性がある。これは、降着物質内の核反応によって白色矮星が降着段階ですでに加熱され、炭素の爆発的な燃焼が時期尚早に引き起こされる可能性があるためである。ヘリウムに富む降着は、このタイプの爆発に有利に働く。ヘリウムの燃焼は、降着したヘリウム層の底部で縮退的に発火し、2つの衝撃波面を引き起こす。内側に走る衝撃波は炭素爆発を点火する。外側に動く衝撃波は白色矮星の外層を加熱し、それらを放出する。再び、これらの外層は2～3 GKの温度でγ過程の場所となる。しかし、α粒子（ヘリウム原子核）の存在により、追加の核反応が可能になる。その中には、 ¹⁸ O(α,n) ²¹ Ne、²² Ne(α,n) ²⁵ Mg、²⁶ Mg(α,n) ²⁹ Siなど、多数の中性子を放出するものがある。これにより、3 GKを超える温度を経験する外層の部分でpn過程が可能になる。 ^{[7] [17]}

γ過程において生成が不十分な軽いp核はpn過程で非常に効率的に生成されるため、他のp核よりもはるかに大きな存在比を示す。観測された太陽の相対存在比を得るには、γ過程からの重いp核の生成量を増加させる、強く増強されたs過程シード（100-1000倍以上）を想定する必要がある。^{[7] [17]}

連星系の中性子星も、伴星からその表面に物質を吸収することがある。吸収された縮退物質の層が密度に達する と、水素とヘリウムの複合燃焼が起こり、10 ⁵ –10 ⁶ g/cm ³および温度を超える0.2 GK。これは、サブチャンドラセカール超新星の外向きの衝撃波で起こるのと同等の熱核燃焼につながる。中性子星自体は爆発の影響を受けないため、降着層での核反応は爆発よりも長く続く可能性がある。これにより、rpプロセスを確立することができる。これは、すべての自由陽子が使い果たされるか、燃焼層が温度の上昇により膨張し、その密度が核反応に必要な密度を下回るまで続く。^[15]

天の川銀河のX線バーストの特性は、中性子星の集積表面でのrp過程によって説明できることが示されています。^{[22]物質が放出され、中性子星の}重力場から逃れることができるかどうか（そして、もしそうなら、どのくらいの量の物質が放出されるか）はまだ不明です。これが事実である場合にのみ、そのような天体はp核の可能性のある発生源と見なすことができます。これが裏付けられたとしても、rp過程の実証された終点は、生成を軽いp核（コア崩壊型超新星では生成が不十分）に限定します。^[16]

• 物理学における未解決問題のリスト